Параллакс — это что такое?

Годичный параллакс и расстояния до звезд

Радиус Земли оказывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звезд и для определения расстояний до них. Еще во времена Коперника было ясно, что если Земля действительно перемещается в пространстве, обращаясь вокруг Солнца, то видимые положения звезд на небе должны меняться. Земля за полгода перемещается на величину диаметра своей орбиты. Направления на звезду с двух концов диаметра этой орбиты должны различаться на величину параллактического смещения. Иначе говоря, у звезд должен быть заметен годичный параллакс. Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), если она перпендикулярна лучу зрения (рис. 79). Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее параллакс (рис. 79). Параллактическое смещение положения звезды на небе в течение года происходит по маленькому эллипсу или кругу, если звезда находится в полюсе эклиптики (см. рис. 79).

Рис. 79. Годичные параллаксы звезд.

Для определения годичного параллакса измеряют направление на звезду в различные моменты времени, когда Земля находится в разных точках своей орбиты. Параллакс легче всего измерить если моменты наблюдений разделены примерно полугодом. За это время Земля переносит наблюдателя на расстояние, равное диаметру ее орбиты.

Параллакс звезд долго не могли обнаружить, и Коперник правильно утверждал, что звезды слишком далеки от Земли, чтобы существовавшими тогда приборами можно было обнаружить параллактическое смещение звезд при базисе, равном диаметру земной орбиты. (Подсчитайте, во сколько раз он больше, чем диаметр Земли.) В настоящее время способ определения годичного параллакса является основным при определении расстояний до звезд, и уже измерены параллаксы для нескольких тысяч звезд.

Впервые годичный параллакс звезды был надежно измерен выдающимся русским ученым В. Я. Струве в 1837 г. Он измерил годичный параллакс звезды Веги. Почти одновременно в других странах измерили параллаксы еще у двух звезд. Одной из них была а Центавра. Эта звезда южного полушария неба и в СССР не видна. Она оказалась ближайшей к нам звездой с годичным параллаксом р = 0,75″. Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Неудивительно, что так долго не могли заметить у звезд подобные столь малые угловые смещения.

Расстояние до звезды

где а — большая полуось земной орбиты. Если принять а за единицу и учесть, что при малых углах

то получим:

астрономических единиц.

Расстояние до ближайшей звезды а Центавра D = 206 265″: 0,75″ = 270 000 а. е. Свет проходит расстояние до а Центавра за 4 года, тогда как от Солнца до Земли он идет только 8 мин а от Луны около 1 с.

Расстояния до звезд удобно выражать в парсеках (пк).

Парсек — расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1″. Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние до звезды а Центавра равно 0,75″ (3/4″) или 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 светового года = 3 • 1013 км.

Измерением годичного параллакса можно надежно установить расстояние до звезд, находящихся не далее 100 пк, или 300 световых лет. Расстояния до более далеких звезд в настоящее время определяют другими методами.

Космос

Мы говорили об этом не раз, ведь параллакс — это исключительное изобретение астрономов, призванное измерять расстояния до звезд и прочих космических объектов. Однако тут не всё так однозначно. Ведь параллакс — это метод, у которого есть свои вариации. Например, различают суточный, годичный и вековой параллаксы. Можно догадаться, что все они различаются промежутком времени, которое проходит между этапами измерений. Нельзя сказать, что увеличение временного промежутка увеличивает точность измерения, потому как цели у каждого вида этого метода свои, а точность измерений зависит лишь от чувствительности аппаратуры и выбранного расстояния.

Астрономия

Учебник для 10 класса

§22.2. Годичный параллакс и расстояния до звезд

Радиус Земли оказывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звезд и для определения расстояний до них. Еще во времена Коперника было ясно, что если Земля действительно перемещается в пространстве, обращаясь вокруг Солнца, то видимые положения звезд на небе должны меняться. Земля за полгода перемещается на величину диаметра своей орбиты. Направления на звезду с двух концов диаметра этой орбиты должны различаться на величину параллактического смещения. Иначе говоря, у звезд должен быть заметен годичный параллакс. Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), если она перпендикулярна лучу зрения (рис. 79).

Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее параллакс (рис. 79). Параллактическое смещение положения звезды на небе в течение года происходит по маленькому эллипсу или кругу, если звезда находится в полюсе эклиптики (см. рис. 79).

Рис. 79. Годичные параллаксы звезд.

Для определения годичного параллакса измеряют направление на звезду в различные моменты времени, когда Земля находится в разных точках своей орбиты. Параллакс легче всего измерить если моменты наблюдений разделены примерно полугодом. За это время Земля переносит наблюдателя на расстояние, равное диаметру ее орбиты.

Параллакс звезд долго не могли обнаружить, и Коперник правильно утверждал, что звезды слишком далеки от Земли, чтобы существовавшими тогда приборами можно было обнаружить параллактическое смещение звезд при базисе, равном диаметру земной орбиты. (Подсчитайте, во сколько раз он больше, чем диаметр Земли.) В настоящее время способ определения годичного параллакса является основным при определении расстояний до звезд, и уже измерены параллаксы для нескольких тысяч звезд.

Впервые годичный параллакс звезды был надежно измерен выдающимся русским ученым В. Я. Струве в 1837 г. Он измерил годичный параллакс звезды Веги. Почти одновременно в других странах измерили параллаксы еще у двух звезд. Одной из них была а Центавра. Эта звезда южного полушария неба и в СССР не видна. Она оказалась ближайшей к нам звездой с годичным параллаксом р = 0,75″. Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Неудивительно, что так долго не могли заметить у звезд подобные столь малые угловые смещения.

Расстояние до звезды

где а — большая полуось земной орбиты. Если принять а за единицу и учесть, что при малых углах

то получим:

астрономических единиц.

Расстояние до ближайшей звезды а Центавра D = 206 265″: 0,75″ = 270 000 а. е. Свет проходит расстояние до а Центавра за 4 года, тогда как от Солнца до Земли он идет только 8 мин а от Луны около 1 с.

Расстояния до звезд удобно выражать в парсеках (пк).

Парсек — расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1″. Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние до звезды а Центавра равно 0,75″ (3/4″) или 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 светового года = 3 • 1013 км.

Измерением годичного параллакса можно надежно установить расстояние до звезд, находящихся не далее 100 пк, или 300 световых лет. Расстояния до более далеких звезд в настоящее время определяют другими методами (см. § 24.1).

Параллакс в фотографии

Ошибка параллакса в камерах видоискателя, схема

Отметки параллакса в видоискателе с яркими линиями

В фотографии , ошибка параллакса происходит с двумя -lens камерами, и с видоискателем камеры и два-объектив зеркальных камер : части изображения в видоискателе и в результате фотографического изображения не совпадают. Эта ошибка, естественно, тем больше, чем ближе объект. Простые камеры с видоискателем с яркими линиями часто имеют дополнительную фиксированную маркировку для близкого расстояния, более сложные модели имеют автоматическую компенсацию параллакса : настройка расстояния камеры не только используется для фокусировки объектива (резкости), но также меняет угол между видоискателем и объективом или ограничением поля видоискателя и, таким образом, компенсирует большую часть ошибки параллакса. Все камеры, которые используют одну и ту же оптику для создания изображения в видоискателе, которые используются для последующей записи изображения, не содержат ошибок параллакса .

В фотограмметрии (измерение изображения) параллакс между изображениями из двух мест используется как мера расстояния и оценивается с помощью стереоскопии . При контрасте вертикального параллакса вызывается несовпадение изображений, при котором визуальные оси должны смотреть на что-то разную высоту. Это быстро приводит к утомлению глаз, и его следует сознательно контролировать и избегать.

Другие исходные данные [ править ]

Статистический параллакс править

Два связанных метода позволяют определять средние расстояния до звезд путем моделирования движения звезд. Оба называются статистическими параллаксами, или отдельные, называемые вековыми параллаксами и классическими статистическими параллаксами.

Движение Солнца в пространстве обеспечивает более длинную базовую линию, которая увеличит точность измерений параллакса, известного как вековой параллакс. Для звезд в диске Млечного Пути это соответствует средней базовой линии 4 а.е. в год, тогда как для звезд с гало базовая линия составляет 40 а.е. в год. Через несколько десятилетий базовая линия может быть на несколько порядков больше, чем базовая линия Земля – Солнце, используемая для традиционного параллакса. Однако вековой параллакс вносит более высокий уровень неопределенности, поскольку относительная скорость других звезд является дополнительной неизвестной. Применительно к выборкам из нескольких звезд неопределенность может быть уменьшена; точность обратно пропорциональна квадратному корню из размера выборки.

Средние параллаксы и расстояния до большой группы звезд можно оценить по их лучевым скоростям и собственным движениям . Это известно как классический статистический параллакс. Движение звезд моделируется для статистического воспроизведения дисперсии скоростей на основе их расстояния.

Частные случаи использования суточного и годичного параллакса

Многие тысячи лет число известных объектов в Солнечной Системе было постоянным и было равно девяти (Земля, Луна, Солнце, Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер и Сатурн). Это постоянство нарушали лишь кометы, которые периодически появлялись во внутренних областях Солнечной Системы. В 18 веке в Солнечной Системе начались открытия новых планет и астероидов (к примеру, Урана и Цереры). Шквал новых открытий вынудил астрономов разрабатывать методики по вычислению орбит небесных тел Солнечной Системы по минимальному числу измерений. В 1801 году 24-летний немецкий математик Фридрих Гаусс (1777-1855 годы) с целью обнаружения потерянной Цереры разработал математический метод, по которому было возможно определить орбиту небесного тела на основе всего трех его наблюдений.

В то же время примерное расстояние до небесного тела  в Солнечной Системе, возможно, определить лишь по двум наблюдениям. Особенно, это актуально в случае открываемых объектов за орбитой Нептуна (ТНО). У таких объектов скорость движения является минимальной по сравнению с орбитальной скоростью Земли (несколько сотен метров в секунду против 30 км в секунду). В результате этого наблюдаемое расстояние от Солнца (гелиоцентрическое расстояние) до ТНО в астрономических единицах можно определить простым соотношением 150/q, где q – это угловая скорость объекта в угловых секундах за один час.

С другой стороны в последние годы астрометрические наблюдения мигрируют из оптического диапазона в более длинноволновые диапазоны электромагнитного спектра: инфракрасные лучи и радиоволны. Первый диапазон является очень перспективным для астрометрии красных и коричневых карликов во Вселенной (наиболее распространенной популяции массивных объектов в галактике, чей максимум теплового излучения приходится на инфракрасный диапазон). Второй диапазон является уникальным во всем электромагнитном спектре по проникающей способности.

Так недавно радиоастрономы с помощью радиоинтерферометра VLBA смогли установить рекорд самого далекого измеренного параллакса: расстояние до межзвездного облака G007.47+00.05 (внешний рукав Щита – Центавра) составило 20 тысяч парсек или 67 тысяч световых лет

Метод параллакса [ править ]

В течение года отмечается положение звезды S по отношению к другим звездам в ее видимом окружении:

Звезды, которые, казалось, не двигались относительно друг друга, используются в качестве ориентиров для определения пути S.

Наблюдаемый путь представляет собой эллипс: проекцию орбиты Земли вокруг Солнца через точку S на далекий фон неподвижных звезд. Чем дальше S удаляется от оси орбиты Земли, тем больше эксцентриситет траектории S. Центр эллипса соответствует точке, в которой S будет видна с Солнца:

Плоскость орбиты Земли находится под углом к ​​линии, идущей от Солнца через S. Вершины v и v ‘эллиптической проекции траектории S являются проекциями положений Земли E и E’, так что линия EE ‘пересекает линия Солнце-С под прямым углом; Треугольник, образованный точками E, E ‘и S, представляет собой равнобедренный треугольник с линией Солнце-S в качестве оси симметрии.

Любые звезды, которые не двигались между наблюдениями, для точности измерения находятся бесконечно далеко. Это означает, что расстояние движения Земли по сравнению с расстоянием до этих бесконечно далеких звезд в пределах точности измерения равно 0. Таким образом, луч зрения от первого положения Земли E до вершины v будет практически таким же. как луч обзора от второй позиции Земли E ‘к той же вершине v и, следовательно, будет проходить параллельно ей, что невозможно убедительно изобразить на изображении ограниченного размера:

Поскольку прямая E’-v ‘является трансверсалью в той же (приблизительно евклидовой) плоскости, что и параллельные прямые Ev и E’-v, из этого следует, что соответствующие углы пересечения этих параллельных прямых с этой трансверсалью совпадают: угол θ между линии зрения Ev и E’-v ‘равны углу θ между E’-v и E’-v’, который представляет собой угол θ между наблюдаемыми положениями S по отношению к его, по-видимому, неподвижному звездному окружению.

Расстояние d от Солнца до S теперь следует из простой тригонометрии:

       tan (½θ) = E-Sun / d,

так что d = E-Sun / tan (½θ), где E-Sun равно 1 AU.

Чем дальше объект, тем меньше его параллакс.

Измерения звездного параллакса даются в крошечных единицах угловых секунд или даже в тысячных долях угловых секунд (миллисекундах). Единицы измерения расстояния парсек определяются как длина ноги в виде прямоугольного треугольника , примыкающего к углу одной угловой секунды в одной вершине , где другая нога 1 AU долго. Поскольку звездные параллаксы и расстояния связаны с такими тонкими прямоугольными треугольниками , можно использовать удобное тригонометрическое приближение для преобразования параллаксов (в угловых секундах) в расстояние (в парсеках). Приблизительное расстояние — это просто величина, обратная параллаксу: например, Проксима Центавра.d (ПК)≈1п (угловые секунды).{\ displaystyle d {\ text {(pc)}} \ приблизительно 1 / p {\ text {(arcsec)}}.}(ближайшая к Земле звезда, кроме Солнца), параллакс которой составляет 0,7685, находится на расстоянии 1 / 0,7685 парсека = 1,301 парсека (4,24 св. лет).

Как измеряются расстояния до планет методом параллакса

К несчастью, планеты Солнечной системы находятся от Земли так далеко, что их смещение на фоне звездного неба при наблюдении из двух обсерваторий слишком мало, чтобы его можно было измерить с достаточной точностью при условиях, существовавших около 1600 г.

Ho в 1608 г. итальянский ученый Галилео Галилей (1564—1642) изобрел телескоп. Телескоп увеличивал не только видимые размеры небесных тел, но и малые смещения, связанные с параллаксом. Таким образом, смещение, слишком малое, чтобы его можно было заметить невооруженным глазом, легко измерялось с помощью телескопа.

В 1671 г. было произведено первое хорошее телескопическое измерение параллакса планеты. Одним из наблюдателей был Жан Рише (1630—1696), французский астроном, возглавлявший научную экспедицию во Французскую Гвиану. Вторым — французский астроном, итальянец по национальности, Джованни Доменико Кассини (1625—1712), остававшийся в Париже.

Одновременно, оба они наблюдали Марс и точно определили его положение относительно соседних звезд. Измерив, насколько различается это положение, и зная расстояние от Кайенны до Парижа, можно было вычислить расстояние до Марса в момент наблюдения.

Как только это расстояние было определено, кеплеровская модель получила масштаб и стало возможно вычислить все остальные расстояния внутри солнечной системы. В частности, Кассини вычислил, что Солнце находится от Земли на расстоянии 140 000 000 км. Это примерно на 10 миллионов километров меньше, чем на самом деле, но для первой попытки результат был превосходным, и его можно считать первым настоящим определением размеров солнечной системы.

На протяжении двух веков после смерти Кассини были произведены более точные измерения параллаксов планет.

В частности, проводились наблюдения над Венерой, когда она проходила между Землей и Солнцем и ее можно было наблюдать в виде крохотного черного пятнышка, движущегося поперек пылающего солнечного диска.

Такие прохождения имели место, например в 1761 и 1769 гг. Если внимательно наблюдать прохождение на разных обсерваториях, то момент, когда Венера коснется солнечного диска, момент, когда она его покинет, и продолжительность прохождения для разных обсерваторий окажутся различными Исходя из этой разницы и из расстояния между обсерваториями, можно вычислить параллакс Венеры, с его помощью — расстояние до нее, а отсюда и расстояние до Солнца.

В 1835 г. немецкий астроном Иоганн Франц Энке (1791—1865), используя данные о прохождении Венеры, вычислил, что расстояние до Солнца равно 152 300 000 км. Это расстояние было больше истинного, но только на 3 000 000 км.

Получить более точные значения было трудно из-за того, что Марс и Венера видны в телескоп как маленькие кружки, а это затрудняло установление точного положения планет. Особенно это касалось Венеры, так как она обладает плотной атмосферой, вызывающей оптические явления, которые мешают определить истинный момент ее соприкосновения с солнечным диском при прохождении.

Наиболее точно установить расстояние до Солнца методом параллакса, удалось только в 1931 году с помощью наблюдения крупных астероидов.

Расстояние до объектов за пределами Солнечной системы, методом параллакса можно измерить с «космических» дистанций – с разных точек орбиты нашей планеты, например

В дополнение к оригиналу

Параллакс-эффект сегодня сравним по популярности, пожалуй, со слайдерами-каруселями пять лет назад. Хотя стоит заметить, что последние и до сих пор успешно эксплуатируются.

Если не пускаться в холиварные брюзжания на тему «это тру-параллакс, а это нет», можно вывести такую формулу: и параллакс и не-параллаксовая анимация делают сайт более живым.

Но так как наш блог никогда не ограничивался аргументацией вроде «потому что это красиво», то добавим к вышесказанному несколько тезисов, объясняющих… Зачем параллакс-эффект нужен вашему сайту

На самом деле причины самые простые.

Презентация в действии. Любой моушен всегда куда более презентабелен, чем статичная картинка

Пользователи рефлекторно будут обращать внимание на ваш продукт, если на сайте что-то движется.

Возможности для креатива. Параллакс — всего лишь инструмент, но сколько «фишек» можно придумать на его основе! Взять хотя бы вот этот потрясающий по зрелищности пример, который мы недавно публиковали в #SOTD

Ощущение, что кадры снимали камерой, закрепленной на квадрокоптер — но нет, это просто фотошоп и параллакс.

Средство сторителлинга. Маркетологи много говорят о сторителлинге, историях как методе воздействия на целевого посетителя. Концепция «рассказа» как нельзя лучше дополняется навигацией по скроллу и эффектами параллакса в качестве декоративных и дополняющих.

Еще один способ «зацепить» мобильную аудиторию. Параллакс-эффект особенно эффектно смотрится на планшетах и смартфонах с встроенным гироскопом. Наклоняя устройство, пользователь наблюдает смещение объектов в зависимости от степени удаленности — тем самым создается эффект глубины. Элементарно — такой сайт покажут коллегам и проведут на нем больше времени.

Чтобы не выпасть из тренда. Конечно, совсем не обязательно слепо бежать за модой, но в таком случае нужно искать альтернативные пути выделиться. Потому что позиция «я остаюсь на месте, тем и значим» — заведомо проигрышная.

Итак, спасибо Робу за статью и подробные научные доводы. Те, кто читал с планшета, могут напоследок тапнуть по картинке и поиграть с гироскопом 😉

Годичный параллакс

Годичный параллакс — это всё тот же метод измерения расстояний с той лишь разницей, что он сфокусирован на измерение расстояний до звёзд. Это как раз тот случай параллакса, что мы рассматривали в примере выше

Параллакс, определение расстояния до звезды с помощью которого может быть довольно точным, должен обладать одной важной чертой: расстояние, с которого измеряется параллакс, должно быть чем больше, тем лучше. Годичный параллакс удовлетворяет этому условию: ведь между крайними точками орбиты расстояние достаточно велико

Параллакс, примеры методов которого мы рассмотрели, безусловно, представляет собой важную часть астрономии и служит незаменимым инструментом в измерении расстояний до звёзд. Но на деле сегодня пользуются лишь годичным параллаксом, так как суточный может заменить более продвинутая и быстрая эхолокация.

Идём дальше. Параллакс — это всё-таки оптическое явление, и было бы странно, если бы его свойства использовали лишь в астрономии. Есть ещё одна область применения этого эффекта.

Меню

Панель значковЗначок менюАккордеонВкладкиВертикальные вкладкиЗаголовки вкладокВкладки полной страницыВверх НавигацияОтзывчивый TopnavПанель поискаИсправлена ​​боковая панельБоковая навигацияПолноэкранная навигацияМеню Off-CanvasНаведение с помощью кнопокМеню горизонтальной прокруткиВертикальное менюНижняя навигацияОтзывчивый снимок NavСсылки на нижнюю границуСсылки справаЦентрированные ссылки менюИсправлено менюСлайд-шоу в прокруткеСкрыть Navbar в прокруткеПрикрепленное NavbarВыпадающие окна HoverНажмите «Раскрывающиеся окна»Раскрытие в ТопнавеРаспространение в СиденеОткроется панель NavbarDropupMega MenuпагинацияПанировочные сухариГруппа кнопокГруппа вертикальных кнопокВажная социальная панельОтзывчивый заголовок

11.2. ѓодичный параллакс

“гол, под которым с какой-либо звезды виден радиус земной орбиты a, при
условии, что он перпендикулЯрен направлению на нее, называетсЯ
годичным параллаксом звезды (рис. 23).

ђис. 23.
ѓодичный параллакс

Џо аналогии с горизонтальным экваториальным параллаксом, знаЯ годичный
параллакс, можно определЯть расстоЯниЯ до звезд:

пкпарсекпк18световой годпк

ђасстоЯние до звезды в парсеках определЯетсЯ через величину годичного
параллакса особенно просто

‡адачи

60. (477) Џараллакс ‘олнца p=8″.8, а видимый угловой радиус
‘олнца
. ‚о сколько раз радиус ‘олнца больше радиуса
‡емли?

ђешение: ’ак как параллакс ‘олнца есть ни что иное, как угловой радиус
‡емли, видимый с ‘олнца, следовательно, радиус ‘олнца во столько же раз больше
радиуса ‡емли, во сколько его угловой диаметр больше параллакса

.

61. (482) ‚ момент кульминации наблюденное зенитное расстоЯние
центра ‹уны (p=57′) было 50o 00′ 00″. €справить это наблюдение за
влиЯние рефракции и параллакса.

ђешение: ‡а счет рефракции наблюденное топоцентрическое зенитное
расстоЯние меньше истинного топоцентрического, т.е.
. €стинное топоцентрическое
зенитное расстоЯние больше геоцентрического на величину суточного параллакса

.

62.(472) —ему равен горизонтальный параллакс ћпитера, когда он
находитсЯ от ‡емли на расстоЯнии 6 а.е. ѓоризонтальный параллакс ‘олнца
p=8″.8.

63. (474) Ќаименьшее расстоЯние ‚енеры от ‡емли равно 40 млн. км. ‚
этот момент ее угловой диаметр равен 32″.4. Ћпределить линейный радиус
этой планеты.

64. (475) ‡наЯ, что длЯ ‹уны p=57’02».7, а ее угловой радиус в
это времЯ
r‹=15’32».6, вычислить расстоЯние до ‹уны и ее линейный
радиус, выраженные в радиусах ‡емли, а так же площадь поверхности и объем ‹уны по
сравнению с таковыми длЯ ‡емли.

65. (483) Ќаблюденное зенитное расстоЯние верхнего краЯ ‘олнца
составлЯет 64o 55′ 33″, а его видимый радиус
. Ќайти
геоцентрическое зенитное расстоЯние центра ‘олнца, учтЯ рефракцию и параллакс.

66. €з наблюдений известны годичные параллаксы звезд ‚ега
()
, ‘ириус
()
, „енеб
()
. Ћпределить расстоЯние до этих звезд
в пк и в а.е.

10. „вижение планет
| Ћглавление |
12. ”изические характеристики звезд >>


Џубликации с ключевыми словами:
задача — общаЯ астрономиЯ — ЌебеснаЯ сфера — системы координат — суточное вращение — рефракциЯ — ‘умерки — времЯ — движение планет — расстоЯние — звезды — галактика
Џубликации со словами:
задача — общаЯ астрономиЯ — ЌебеснаЯ сфера — системы координат — суточное вращение — рефракциЯ — ‘умерки — времЯ — движение планет — расстоЯние — звезды — галактика


‘м. также:

‚се публикации на ту же тему >>

Њнение читателЯ


ЂстрометриЯ

Ђстрономические инструменты

Ђстрономическое образование

Ђстрофизика

€сториЯ астрономии

Љосмонавтика, исследование космоса

‹юбительскаЯ астрономиЯ

Џланеты и ‘олнечнаЯ система

‘олнце

Дополнительные функции восприятия глубины

Дополнительные особенности восприятия глубины окружающей среды состоят из текстур объектов, которые кажутся тем меньше, чем дальше объект находится от наблюдателя (пример: брусчатка в пешеходной зоне — узор брусчатки будет тем меньше, чем дальше от рассматриваемого участка улицы). это от зрителя). «Точки схода» в том виде, в каком они сознательно используются в изображениях, чтобы иметь возможность изобразить пластичность, служат для мозга ключом к разгадке пространственной глубины. Современная психология предполагает, что сложные объекты и стимулы окружающей среды сначала разбиваются сенсорным аппаратом на отдельные компоненты восприятия, а затем снова собираются в сложные сенсорные восприятия.

Светимость

Светимость  — название ряда физических величин .

В фотометрии светимость  — это световая величина , представляющая собой световой поток излучения, испускаемого с малого участка светящейся поверхности единичной площади . Она равна отношению светового потока, исходящего от рассматриваемого малого участка поверхности, к площади этого участка:

где dΦv — световой поток, испускаемый участком поверхности площадью d S . Светимость в Международной системе единиц (СИ) измеряется в лм /м². 1 лм/м² — это светимость поверхности площадью 1 м2, излучающей световой поток, равный 1 лм.

Аналогом светимости в системе энергетических фотометрических величин является энергетическая светимость (излучательность). Её определение аналогично определению светимости, но вместо светового потока Φvиспользуется поток излучения Фe. Единица энергетической светимости в СИ — Вт /м².

Светимость в астрономии  — полная энергия , излучаемая астрономическим объектом ( планетой , звездой , галактикой и т. п.) в единицу времени . Измеряется в абсолютных единицах ( СИ  — Вт ; СГС  — эрг /с) либо в единицах светимости Солнца ( L ☉ = 3,86⋅1033 эрг /с = 3,86⋅1026Вт).

Светимость астрономического объекта не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина . Светимость — одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр — светимость» , «масса — светимость». Светимость звезд главной последовательности можно приближенно рассчитать по формуле:

Светимость самых ярких звёзд в миллионы раз превышает светимость Солнца.

В экспериментальной физике элементарных частиц светимостью называют параметр ускорителя , характеризующий интенсивность столкновения частиц пучка с частицами фиксированной мишени (интенсивность столкновения частиц двух встречных пучков в случае коллайдеров ). Светимость L измеряется в см−2·с−1. При умножении сечения реакции на светимость получается средняя частота протекания этого процесса на данном коллайдере N˙process=L⋅σprocess{\displaystyle {\dot {N}}_{\text{process}}=L\cdot \sigma _{\text{process}}} .

Светимость Большого адронного коллайдера во время первых недель работы пробега была не более 1029частиц/см²·с, но она продолжает постоянно повышаться. Целью является достижение номинальной светимости в 1,7⋅1034частиц/см²·с, что по порядку величины соответствует светимостям BaBar ( SLAC , США) и Belle ( KEK , Япония ). Коллайдеру KEKB принадлежит мировой рекорд светимости для ускорителей с встречными пучками — 2,11⋅1034см−2·с−1.

История

Суточным (геоцентрическим) параллаксом называется угол, под которым виден земной радиус с определенного небесного тела. Кроме того, выделяют понятие горизонтального параллакса. Горизонтальным параллаксом называется угол, под которым виден экваториальный радиус Земли из центра определенного небесного тела при нахождении последнего на истинном горизонте (истинный горизонт — мысленно воображаемый большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна отвесной линии в точке наблюдения). Различия понятий суточного и горизонтального параллакса связаны с несферичностью Земли (так полярный радиус Земли короче экваториального радиуса на 21 км).

Суточный параллакс сыграл очень важную роль в истории астрономии, как наиболее простой и достоверный способ определения расстояния до объектов Солнечной Системы. Фактически этот метод являлся единственным геометрическим методом измерения расстояний в Солнечной Системе вплоть до радиолокации, лазерной локации и методов радиоинтерференции сигналов межпланетных станций. Базой суточного параллакса является земной радиус. Самым большим суточный параллакс является у Луны (57 угловых минут) и у Солнца (9 угловых минут). У всех планет Солнечной Системы суточный параллакс подвержен регулярным изменениям и значительно меньше угловой минуты (у Венеры  0.1-0.6 угловых минут, у Марса 0.1-0.4 угловых минут, у Юпитера и Сатурна меньше 0.1 угловой минуты, а у Урана и Нептуна меньше одной угловой секунды).

Первыми параллакс Луны и Солнца определили древнегреческие астрономы на основе наблюдений лунных затмений, которые позволяли определять параллакс Луны из одного и того же места. Так древнегреческий астроном Гиппарх Никейский (180-125 годы до нашей эры) в 129 году до нашей эры оценил параллакс Солнца в 7 угловых минут (максимальная величина угла, который неразличим невооруженным глазом). Похожие расчеты выполнил до него другой древнегреческий астроном Аристарх Самосский (310-230 годы до нашей эры).

С другой стороны, александрийский астроном Клавдий Птолемей (100-170 годы нашей эры) полагал, что расстояние до Луны зависит от её фаз. Это говорит о больших разногласиях среди астрономов Древнего мира по поводу оценок параллаксов Луны и Солнца. Позже ошибка Птолемея о зависимости размера параллакса Луны от её фаз стала одним из основных объектом критики птолемевской системы мира. Так юный Николай Коперник (1473-1543 годы нашей эры) во время учебы в Италии проводил измерения параллакса Луны вместе со своим учителем Новарой. Наблюдения положения Луны во время затмения яркой звезды Альдебаран из Болоньи 9 марта 1497 года показали, что параллакс Луны не зависит от её фазы. В последующие века началось широкое использование одновременных наблюдений из северного и южного полушария для точного измерения параллаксов Луны, Солнца и Марса. К примеру, в 18 веке такие наблюдения осуществлялись в обсерватории мыса Доброй Надежды в южной части Африки и Берлинской обсерватории.