Расстояния в космосе

Парсек и годичный параллакс

Еще одна загадочная единица в астрономии — это парсек (пк), он больше светового года в три с лишним раза.

1 пк =3,2616 св.года.

Само слово парсек это производное от двух слов параллакс и секунда. Так как его определяют как расстояние до объекта, годичный параллакс которого будет равен одной угловой секунде. Что бы понять, о чем идет речь, давайте для начала разберемся что же такое параллакс.

Если смотреть на какой-то объект из разных точек, то его положение относительно удаленного фона будет меняться. Это смещение и называется параллаксом.

Чем дальше находится объект, тем медленнее он меняет свое относительное положение при движении наблюдателя. Соответственно тем меньше у него параллакс.

Зная расстояние между точками наблюдения, угол смещения и тригонометрию, можно определить расстояние до нашего объекта.

Попробуйте угадать для чего нужна эта штука.

Земля движется вокруг Солнца в течении года, а значит будет меняться точка наблюдения и появляться годичный параллакс звезд.

Величина годичного параллакса какой-либо звезды равна углу, под которым большая полуось земной орбиты видна с этой звезды.Большая полуось как мы говорили ранее равна одной астрономической единице.

Что же такое парсек? Представим, что мы находимся в 1 парсеке от Солнца. Тогда угловое расстояние от Земли до Солнца будет равно одной секунде. В пересчете на мизинцы, это… 1/3600… Очень мало, а значит 1 парсек — это очень далеко.

Причины разных дистанций между объектами

Основная характеристика скоплений всех звезд приблизительно идентична. Единственное отличие – это разная дистанция между ними. Геометрический метод помогает определить длину от нас до ближайшего скопления звезд. А сравнив данные по другим скоплениям, уже измеренным расстояниям, можно узнать дистанцию между ними.

Владимир Сурдин: Вселенная — наш космический дом

Яркость спиралевидного пространства непосредственно влияет на ее вращение. Галактика видна нам под определенным углом, соответственно, одна ее половина вращается, приближаясь к нам, а другая отдаляясь. А из-за расширения её спектральной линии снижается видимость и яркость, поэтому сложнее измерить расстояние.

Вселенная и ее космические размеры

Система астрономических постоянных МАС 1976

Система фундаментальных астрономических постоянных 1964 г просуществовала недолго: на XVI Генеральной Ассамблее Международного Астрономического Союза (МАС) в 1976 г была принята новая международная система.

Она используется для вычисления эфемерид и астрономических ежегодников, начиная с 1984 г.

В системе 1976 г осталась одна определяющая постоянная – гауссова гравитационная постоянная, десять основных, восемь выводимых постоянных и массы девяти больших планет и Солнца.

Величины постоянных приводятся в системе СИ, в которой за единицы длины, массы и времени приняты метр, килограмм и секунда, соответственно. Дополнительно в качестве единиц времени можно использовать одни сутки, равные по определению 86400 секунд СИ, и юлианское столетие, равное 36525 суток. В настоящее время иногда используют и юлианское тысячелетие (10 юлианских столетий).

За астрономическую единицу массы принята масса Солнца. Масса Солнца (выводимая постоянная) в килограммах определяется отношением гелиоцентрической солнечной постоянной к гравитационной постоянной тяготения. Единицей длины в астрономии является астрономическая единица, которая определяется через значение гауссовой гравитационной постоянной.

Новой стандартной эпохой равноденствия в системе 1976 г является эпоха 2000, январь 1,5, что соответствует юлианской дате JD2451545,0, обозначаемой как J2000.0. В формулах вычисления прецессионных параметров к качестве единицы времени используется юлианское столетие, в отличие от прежних систем, где использовалось тропическое столетие.

Эмблема Международного Астрономического Союза (МАС)

Дальнейшее развитие системы фундаментальных астрономических постоянных

В настоящее время в астрономии в общих чертах продолжает использоваться система постоянных 1976 г., утвержденная МАС (с дополнениями от 1994 г. и уточненными в 2009 г. значения). Так как точность изменений и т.п. возрастает с каждым годом, в 2009 году принято решение не изменять существенно саму снову системы астрономических постоянных (как и в 1994 г.), но регулярно обновлять её более свежими данными.

Также, в конце 1980-х г.г. Международная служба вращения Земли (МСВЗ ) выпустила дополняющие систему астрономических постоянных “Стандарты” или “Соглашения” (выходили в 1989, 1992, 1996 г.).

В соглашениях приводятся определения основных систем координат, значения постоянных, которые должны использоваться при обработке наблюдений, описываются методы вычисления различных поправок к координатам станций, указывается, какие эфемериды, модели геопотенциала необходимо использовать.

В 1994 г., примеру МСВЗ последовал и МАС, решивший не менять впредь саму систему (МАС 1976 г), но в то же время при наличии новых данных – выпускать свои варианты “Стандартов” уточняющих основную систему. Аналогичные решения приняты и Международной Ассоциацией Геодезии (МАГ), которая сохранила Геодезическую систему отсчета (Geodetic Reference System) 1980 г как основу для геодезических вычислений.

Численные значения отдельных постоянных могут быть изменены, при этом сама система не меняется. Так как МАГ публикует свой список параметров, общих для астрономии, геодезии и геодинамики (Parameters of Common Relevance of Astronomy, Geodesy, and Geodynamics), то это приводит к путанице, так как постоянные МАГ и постоянные МАС не согласованы друг с другом.

Эмблема Международной службы вращения Земли. Да, есть и такая! Занимается оценкой параметров вращения нашей планеты. Регулярно «укорачивает» и «удлиняет» наши годы на 1-2 секунды!

Ценить

Расстояние между Землей и Луной — размеры и расстояние в масштабе.

Фотография Земли и Луны , сделанная зондом OSIRIS-REx

Лунное расстояние, выраженное в выбранных единицах
Ед. изм Среднее значение Неопределенность Ссылка
метр 3,843 99 × 10 8 1,1 мм
километр 384 399 1,1 мм
миля 238 854 0,043 дюйма
Радиус Земли 60,32
Австралия 1388,6 знак равно 0,002 57 ​​
световая секунда 1,282 37,5 × 10 −12
  • AU — это 389 лунных расстояний.
  • Световой год составляет 24 611 700 лунных расстояний.
  • Геостационарная околоземная орбита находится в 42 164 км (26 199 миль) от центра Земли, или19,117 LD = 0,109 68 ЛД

Длина

Единица измерения условное обозначение Значение в км Сравнительные значения Источник ценности
Солнечный радиус R 6 957 · 10 5 ≈ 10,3 R ≈ 109 R (Положения МАС)
Радиус Юпитера R Экватор: 71492 (полюса: 66854) ≈ 11.21 R
Радиус Земли R Экватор: 6378,1 (полюса: 6356,8) ≈ 3,67 R
Лунный радиус R 1738 ( НАСА )
Единица измерения условное обозначение Значение в метрах Сравнительные значения связь Источник ценности
Астрономическая единица AE (международный: au) 149 597 870 700 ≈ 499 световых секунд ≈ 8,3 световых минут ≈ 215 солнечных радиусов ≈ 390 раз больше среднего расстояния между Землей и Луной примерно среднее расстояние между Землей и Солнцем
Световой год Lj (международный: ly) 9,46 · 10 15 ≈ 63241 AU ≈ 0,3066 шт. Расстояние, пройденное светом в вакууме за юлианский год . Необычное употребление в специальной литературе.
Парсек ПК 3,09 · 10 16 = 648000 / π а.е. ≈ 206 265 а.е. ≈ 3,26 св. Лет С расстояния 1 пк появляется 1 а. Е. Под углом ≈1 «.

Уникальные стандартные свечи

Цефеида PTC Puppis

Цефеиды – наиболее используемые стандартные свечи, представляющие собой переменные пульсирующие звезды. Изучив физические особенности этих объектов, астрономы узнали, что цефеиды обладают дополнительной характеристикой – периодом пульсации, который легко можно измерить и который соответствует определенной светимости.

В результате наблюдений ученым удается измерить яркость и период пульсации таких переменных звезд, а значит и светимость, что позволяет высчитать расстояние до них. Нахождение цефеиды в иной галактике дает возможность относительно точно и просто определить расстояние до самой галактики. Поэтому данный тип звезд часто именуется «маяками Вселенной».

Несмотря на то, что метод цефеид является наиболее точным на расстояниях до 10 000 000 пк, его погрешность может достигать 30%. Для повышения точности потребуется как можно больше цефеид в одной галактике, но и в таком случае погрешность сводится не менее чем к 10%. Причиной тому служит неточность зависимости период-светимость.

Цефеиды — «маяки Вселенной».

Кроме цефеид в качестве стандартных свечей могут использоваться и другие переменные звезды с известными зависимостями период-светимость,  а также для наибольших расстояний — сверхновые с известной светимостью. Близким по точности к методу цефеид является метод, с красными гигантами в роли стандартных свеч. Как выяснилось, ярчайшие красные гиганты имеют абсолютную звездную величину в достаточно узком диапазоне, которая позволяет посчитать светимость.

Метод так званого параллакса

Неточности космических расстояний создает проблему излучения жестких и коротких импульсов разного направления и поступавших на Землю каждые сутки. Поэтому еще в 90-х годах 20 века разработан спутник Гиппарха, который за годы работы установил длину пути к 120 000 звезд SPL. Он работает благодаря элементарному методу триангуляции, который широко используется в геодезии. Астрономия называет это явление параллактическим сдвижением или параллаксом. То-есть, выбирается база, отрезок с определенной длиной, от него измеряется расстояние ко всем углам неизвестной точки, в последствии, она двигается на фоне уже известных объектов в космосе.

Как измерить расстояние в космосе?

История методологии

Чтобы измерять длину пути к звездам, астрономам необходимо взять доступную основу с таким же диаметром как орбита Земли. Первым к этому методу обратился Тихо Браге, который поставил под сомнение версию Коперника о круговороте планеты Земля. Но одна минута дуги в 16 веке была абсолютно мизерной для измерения параллактического смещения. Потому он и увенчал теорию Коперника неверной. Спустя 100 лет Джеймс Брэдли наблюдал за гаммой звезд Дракона и пришел к выводу, что они колеблются вокруг своего положение до 20 секунд в год. Скорость летящего от звезды света равна скорости передвижения Земли по своей орбите. Но и тем не менее, он забросил эти исследования, поскольку не смог найти ничего общего с параллаксом. Да и не нашел бы. И только в средине 19 века в трех разных точках всего мира вновь возобновилось изучение и разработка измерений огромных дистанций в космосе.

Огромные расстояния в космическом пространстве

Единицы измерения расстояния

Парсек – стала официальной специальной единицей измерения расстояний в космосе, благодаря параллаксу у профессиональных астрономов. Поэтому единица расстояний до неизвестной звезды разделяется на параллакс в секунду. Например, дина пути к альфа Центавру равна 1,3 парсека (1/0,76).

Единица измерения определяет расстояние, под каким углом виден радиус орбиты за 1 секунду.

3 светового года = 1 пк. Известны еще килопарсек (= 1000 пк), мегапарсек (= 1 млн парсекв). Но стоит заметить, что в основном она применяется для установки дистанций между объектами, которые располагаются вне галактики, поскольку они дают наиболее верные результаты.

Другая единица измерения – световой год. Это расстояние динамического передвижения света за год со скоростью 300 тысяч км/сек. Например проксима Кентавра, ближняя звезда к Солнцу, находится от Земли в 4 световых годах, а Андромедова галактика – около 2 млн световых лет.

Процесс измерения

Выбрав две точки, максимально отдаленных друг от друга, совершается наблюдение и измерение. Земля находится в 155 млн км от Солнца, то наблюдения с разрывом в пол года будут происходить из 2-х мест в галактике, на дистанции в 300 млн км, равной двум радиусам орбиты нашей планеты. Высчитав угол сдвижения звезды с места, рассчитывается расстояние к ней с помощью тригонометрии.

Как результат, параллаксы звезды – это прямоугольные треугольники, а их гипотенузы равны дистанции Солнца к звезде, а катет – половина оси орбиты Земли.

На самом деле, эти цифирные выводы не так элементарны, как методы. Углы, которые поддаются измерениям, очень мелкие из-за огромного их расстояния к звездам. Параллакс одного года позволяет мерять расстояние не больше, чем сотню световых лет от планеты.

Владимир Сурдин. Измерения на небесной сфере и в пространстве.

Метод лазерной локации и радиолокации

Эти два современных метода служат для определения точного расстояния до объекта в пределах Солнечной системы. Он производится следующим образом. При помощи мощного радиопередатчика посылается направленный радиосигнал в сторону предмета наблюдения. После чего тело отбивает полученный сигнал и возвращает на Землю. Время, потраченное сигналом на преодоление пути, определяет расстояние до объекта. Точность радиолокации – всего несколько километров. В случае с лазерной локацией, вместо радиосигнала лазером посылается световой луч, который позволяет аналогичными расчетами определить расстояние до объекта. Точность лазерной локации достигается вплоть до долей сантиметра.

Телескоп ТГ-1 лазерного локатора ЛЭ-1, полигон Сары-Шаган

«Звезды -двойники»

Астрономы из Великобритании разработали очень простую и остроумную методику для измерения расстояний между звездами и Землей, позволяющую определять дистанцию до нашей планеты для любой звезды Млечного Пути при помощи ее «двойника», обладающего идентичными размерами и спектром.

Британские астрономы создали новую методику измерения расстояний в космосе, которая позволяет очень точно вычислять дистанцию от Земли до далеких от нас звезды при помощи ее «двойника», обладающего идентичными размерами и спектром, говорится в статье, опубликованной в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

«Наша идея очень проста, удивительно, что до нее никто не додумался раньше. Чем дальше от нас расположена звезда, тем более тусклой она будет нам казаться на ночном небе. Если эта звезда и какое-то другое светило обладают абсолютно идентичным спектром, то тогда мы можем использовать разницу в яркости между ними для вычисления расстояния до одной из них, зная дистанцию до другой звезды», – объясняет Джофре Пфайль (Jofre Pfeil) из Кембриджского университета.

Как объясняют Пфайль и его коллеги, сегодня астрономы вычисляют расстояние до далеких от нас светил при помощи так называемого параллакса – того, насколько интересующая их звезда смещается относительно расположенных за ней объектов по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца и движется по орбите.

Подобная методика очень точна, однако она работает только для относительно близких к нам светил, расположенных на расстоянии примерно в 1-2 тысячи световых лет от Земли. По этой причине астрономы знают точное расстояние только для 100 тысяч из 100 миллиардов звезд Млечного Пути.

Измерение расстояний до более далеких светил возможно, однако все существующие методики, по мнению Пфайля, опираются на различные статистические модели и допущения о температуре звезды или ее химическом составе, что может вносить существенные искажения в замеры.

Пытаясь уменьшить эти возможные погрешности и разбросы в значениях, группа Пфайля натолкнулась на революционную и при этом простую идею – находить спектральных  «двойников» звезд из числа тех, параллакс которых был точно измерен, и измерять расстояние до них по разнице в их яркости.

Ученые проверили работоспособность своей методики на 175 парах светил с идентичным спектром, одно из которых было расположено на большом расстоянии от Земли, а второе – в пределах 1-2 тысяч световых лет. Вычисленные расстояния до более далеких «двойников» почти полностью совпали с результатами других методик, что подтвердило возможность использования этой техники для определения дистанций до далеких светил.

В ближайшее время Пфайль и его коллеги планируют составить каталог пар звезд-двойников, а также попытаются вычислить точные размеры Галактики, от одного ее края и до противоположной стороны.

Видео

Источники

  • https://ria.ru/science/20090313/164726855.htmlhttps://thealphacentauri.net/how-far-that-star-is/http://spacegid.com/rasstoyaniya-v-kosmose.htmlhttps://сезоны-года.рф/световой%20год.htmlhttp://galspace.spb.ru/indvop.file/48.htmlhttps://ria.ru/science/20150906/1229632478.html

Определение

В первом приближении (предполагая, что масса планет ничтожна по сравнению с массой Солнца), Земля имеет эллиптическую орбиту вокруг Солнца, временной закон которой содержится в законах Кеплера  ; для большей точности мы принимаем во внимание взаимодействия между планетами и силу, оказываемую планетами на Солнце. Следовательно, кажется, что Земля не находится на постоянном расстоянии от Солнца

Чтобы получить фиксированное значение, оно было первоначально определено как среднее между минимумом и максимумом расстояния Земля-Солнце за год — другими словами, большая полуось орбиты Земли.

В английском и некоторых других языках используется символ «AU» или «the», и Международный астрономический союз рекомендовал на своей 28- й  Генеральной ассамблее, чтобы символ «to» теперь был единственным, который должен использоваться для обозначения астрономической единицы. Однако символ ua ранее был рекомендован Международным бюро мер и весов , международным стандартом ISO / IEC 80000 и Международным астрономическим союзом . Обозначение «ua» остается частым во французском языке.

1976 г.

В 1976 году , в течение XVI — й Генеральной Ассамблеи Международного астрономического союза, астрономическая единица определяется следующим образом :

«Астрономическая единица длины или единица расстояния (A) — это длина, для которой гравитационная постоянная Гаусса ( k ) принимает значение 0,017 202 098 95, когда единицами измерения являются астрономические единицы длины, массы и время [ день или день (D)]. В размеры поля к 2 являются те из константа гравитации (G), то есть  »THE3M-1Т-2{\ Displaystyle L ^ {3} \; M ^ {- 1} \; T ^ {- 2}} .

Таким образом, математически это определение выглядит следующим образом:

kзнак равно0,01720209895К32D-1S-12{\ Displaystyle к = 0 {,} 017 \; 202 \; 098 \; 95 \; A ^ {\ frac {3} {2}} \; D ^ {- 1} \; S ^ {- {\ frac {1} {2}}}}.

Таким образом , определяется, астрономический единицей является расстоянием от Солнца на частицы из масс пренебрежимо мало на орбите не нарушается , и что будет иметь орбитальный период 898 365,256 3 дней (а гауссова год ). Это первое явное официальное определение астрономической единицы учитывает эволюцию измерения расстояния, используя K для определения астрономической единицы был в использовании начиная с XIX — го  века , прежде чем стать официальным в 1938 году.

Тогда его рекомендуемое значение:

1тыКзнак равноКзнак равно1,49597870×1011м{\ Displaystyle 1 \; \ mathrm {ua} = A = 1 {,} 495 \; 978 \; 70 \ times 10 ^ {11} \; \ mathrm {m}},

или 149 597 870 000 метров.

Получается так:

1тыКзнак равноКзнак равнопротив⋅ТК{\ Displaystyle 1 \; \ mathrm {ua} = A = c \ cdot T_ {A}},

с :

  • против{\ displaystyle c}, скорость света в вакууме , равная 299 792 458 метров в секунду;
  • ТК{\ displaystyle T_ {A}}, световое время на единицу расстояния, равное 499,004 782 секунды.

Измеренное значение

Последние результаты измерений
А в метрах Эфемериды
149 597 870 684 ± 30 JPL DE102
149 597 870 660 ± 2 JPL DE118, DE200
149 597 870 620 ± 180 Красинский 1993
149 597 870 691 ± 6 JPL DE405
149 597 870 691,2 ± 0,2 IAA EPM2000
149 597 870 697,4 ± 0,3 JPL DE410
149 597 870 696,0 ± 0,1 IAA EPM2004
149 597 870 700,85 … JPL DE414

Эти определения в сочетании с радиолокационными наблюдениями и слежением за космическими зондами позволили оценить астрономическую единицу в 149 597 870,700 ± 0,003  км .

При популяризации считается, что астрономическая единица измеряет около 150 миллионов километров. Это путешествие продолжительностью чуть более 8 минут со скоростью света .

Светский прирост

В году российские астрономы Георгий Красинский и Виктор А. Брумберг продемонстрировали путем радиометрических измерений расстояния между Землей и планетами Солнечной системы увеличение значения астрономической единицы примерно на 15 метров в столетие. Как и в случае с Луной, которая удаляется от Земли (на 3,8 м за столетие), это явление вызвано эффектами приливов, которые замедляют вращение Солнца и, следовательно, постепенно отодвигают планеты, чтобы сохранить суммарный момент импульса от системы .

2012 г. — зафиксировано точное значение

В ходе 28 — й  Генеральной Ассамблеи от Международного астрономического союза , состоявшейся поздноавгуст 2012 г.в Пекине , Китай , астрономическая единица определена как 149 597 870 700 метров . Это представляет собой курс продолжительностью 499  с (т. Е. 8  мин  19  с ) до скорости света в вакууме.

Таблица используемых астрономических постоянных

Параметр Символ Значение Относительная
неопределенность
Определенные константы
Гауссова гравитационная постоянная k 0,017 202 098 95 A3/2 S−1/2 D−1 точно (по опред.)
Скорость света c 299 792 458 м/с точно (по опред.)
Среднее отношение секунды TT к секунде TCG 1 − LG 1 − 6,969 290 134⋅10−10 точно (по опред.)
Среднее отношение секунды TCB к секунде TDB 1 − LB 1 − 1,550 519 767 72⋅10−8 точно (по опред.)
Первичные константы
Среднее отношение секунды TCB к секунде TCG 1 − LC 1 − 1,480 826 867 41⋅10−8 1,4⋅10−9
Световое время на единицу расстояния τA 499,004 786 3852 s 4,0⋅10−11
Радиус экватора Земли ae 6,378 1366⋅106 m 1,6⋅10−8
Потенциал геоида W0 6,263 685 60⋅107 m2 s−2 8,0⋅10−9
Динамический форм-фактор Земли J2 0,001 082 6359 9,2⋅10−8
Фактор сжатия Земли 1/ƒ 0,003 352 8197
= 1/298.256 42
3,4⋅10−8
Геоцентрическая гравитационная постоянная GE 3,986 004 391⋅1014 m3 s−2 2,0⋅10−9
Гравитационная постоянная G 6,673 84⋅10−11 m3 kg−1 s−2 1,2⋅10−4
Отношение массы Луны к массе Земли μ 0,012 300 0383
= 1/81,300 56
4,0⋅10−8
Наклон эклиптики ε 23° 26′ 21,406″ *
Производные константы
Постоянная нутации N 9,205 2331″ *
Астрономическая длина = cτA A 149 597 870 691 м 4,0⋅10−11
Экваториальный горизонтальный параллакс = arcsin(ae/A) π☉ 8,794 1433″ 1,6⋅10−8
Постоянная аберрации для стандартной эпохи 2000 κ 20,495 52″
Гелиоцентрическая гравитационная постоянная = A3k2/D2 GS 1,327 2440⋅1020 m3 s−2 3,8⋅10−10
Отношение массы Солнца к массе Земли = (GS)/(GE) S/E 332 946,050 895
Отношение массы Солнца к массе (Земли + Луны) (S/E)
(1 + μ)
328 900,561 400
Масса солнца = (GS)/G S 1,9818⋅1030 кг 1,0⋅10−4
Система планетарных масс: отношение массы Солнца к массе планеты
Меркурий 6 023 600
Венера 408 523,71
Земля + Луна 328 900,561 400
Марс 3 098 708
Юпитер 1047,3486
Сатурн 3497,898
Уран 22 902,98
Нептун 19 412,24
Плутон 135 200 000
Другие константы
Парсек = A/tan(1″) pc 3,085 677 581 28×1016 м 4,0⋅10−11
Световой год = 365,25 cD ly 9,460 730 472 5808⋅1015 м точно (по опред.)
Постоянная Хаббла H0 70,1 (км/с)/Мпк 0,019
Солнечная светимость L☉ 3,939⋅1026 Вт
= 2,107⋅10−15 S D−1
переменная,
±0,1 %

вступление

По сравнению с (земными) единицами измерения, с которыми мы знакомы , величины в астрономии часто буквально «астрономические», и человеческое восприятие может потерпеть неудачу: расстояние от нашего Солнца до ближайшей звезды ( Проксима Центавра ) составляет около 40  триллионов километров. ; наше Солнце весит около 1.9891 · 10 30  кг. Вы можете сравнить эти значения с другими, но рискуете потерять представление о величине .

Поэтому в астрономии часто используются отношения к знакомым величинам, чтобы упростить сравнение.

  • Световой год (расстояние, проходимое светом за год) часто используется для обозначения расстояний, что иногда раздражает непрофессионалов, потому что термин « год » предполагает период времени.
  • Масса звезд , планет или других астрономических объектов часто выражается кратно массе других объектов, например Б. в единицах солнечной или земной массы .
  • Указание угла при вращении связанной системы координат в количестве времени , что интуитивный доступ к периоду вращения встречаются, такие , как день на земле , то есть 24  часа вместо 360  градусов , например, оценка времени = 1 ч 23 м 45 с .Θ{\ displaystyle \ Theta}

Google Планета Земля

В статье, посвященной применению термина «гороскоп» в повседневной жизни и в профессиональной астрологии, мы выяснили, что называется гороскопом или астрологической картой и представили, как эта карта выглядит.

Но сейчас нам важно понять, что же нужно астрологу для построения астрологической карты. Или, как в случае с нашими бесплатными астрологическими онлайн сервисами – какую информацию вам необходимо ввести в готовые формы для того, чтобы получить ваш собственный, правильно рассчитанный, гороскоп

Или, как в случае с нашими бесплатными астрологическими онлайн сервисами – какую информацию вам необходимо ввести в готовые формы для того, чтобы получить ваш собственный, правильно рассчитанный, гороскоп.

Астрологическая программа сама рассчитает положения планет в круге Зодиака, их положения относительно горизонта Земли и на основании этих расчетов выдаст краткие интерпретации.

Вам лишь нужно предоставить правильные данные: дату и время вашего рождения, а также часовой пояс и долготу с широтой населенного пункта, в котором вы родились.

И если по поводу времени рождения, как правило, не возникает вопросов (при неизвестном времени рождения вы просто вводите 12:00),то с понятиями географические координаты и часовой пояс вы можете сталкиваться очень редко и не иметь навыков их моментального определения.

А знать и, тем более, помнить наизусть координаты места рождения и часовую поправку, действовавшую в тот момент, никто из нас, конечно, не обязан.

Именно поэтому мы вкратце описали самые простые и, в то же время, самые эффективные способы правильного определения часового пояса и географических координат любого места на Земле.

Но, прежде чем перейти к практической части, мы в двух словах ответим себе на вопрос: а для чего нужны такие подробности?

Ответ прост: для того, чтобы вы смогли прочитать интерпретации, относящиеся к вашему собственному гороскопу, а не к выбранной наугад астрологической карте, к вам лично отношения не имеющей.

Так как вы решили не довольствоваться популярными «гороскопами» для Овнов, Тельцов и т.д., а познакомиться с тем, что представляет собой ваш настоящий личный гороскоп, то информация о часовом поясе и геокоординатах совершенно необходима.

Измерение радиуса Земли

Первое измерение сделано в астрономии , предназначенной для III — го  века  до нашей эры. AD от Эратосфена .

Его расчет прост: Солнце так далеко, что его лучи падают параллельно в любую точку Земли .

Эратосфен читал, что в Сиене в Верхнем Египте (ныне Асуан ) лучи падают вертикально в колодец в полдень (солнечный), в день летнего солнцестояния . Это означает, что Солнце проходит через зенит , поэтому тени нет . В то же время дальше на север лучи достигают Александрии под ненулевым углом, который он измерил.

Угол , измеренный в 1 / 50 — й окружности.

Это означает, что окружность Земли в пятьдесят раз больше, чем расстояние Сиена-Александрия.

Эратосфен также читал, что караваны верблюдов, отправляющиеся из Сиены, добирались до Александрии за пятьдесят дней, пересекая сто стадий в день. Он подсчитал, что расстояние между двумя городами в долине Нила составляет 5000 стадий. Стадион эквивалентен 158  м .

Измеряя тень, отбрасываемую этими объектами известной высоты, расположенными в двух точках на разных широтах, он находит значение 250 000 стадий (или 39 500  км ) для длины меридиана , то есть окружности Земли. Это измерение имеет точность в пределах 2%. Он вычислил радиус Земли .