Солнечная система и движение небесных тел

Тема 3. Солнечная система и движение небесных тел.
§1. Солнечная система
В Солнечную систему входит Солнце, 9 больших планет с их 34
спутниками, более 100000 малых планет (астероидов), порядка 1011 комет, а
также бесчисленное количество мелких, так называемых метеорных тел
(поперечником от 100 м до ничтожно малых пылинок).
Центральное положение в Солнечной системе занимает Солнце. Его масса
в 750 раз превосходит массу всех остальных тел, входящих в эту систему.
Гравитационное протяжение Солнца является главной силой, определяющей
движение всех обращающихся вокруг него тел Солнечной системы. Среднее
расстояние от Солнца до самой далекой от него планеты Плутон – 6 млрд. км,
что очень мало по сравнению с расстояниями до ближайших звезд.
Все большие планеты – Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн,
Уран, Нептун и Плутон – обращаются вокруг Солнца в одном направлении (в
направлении осевого вращения самого Солнца), по почти круговым орбитам.
Плоскость земной орбиты – эклиптика, принимается за основную плоскость при
отсчете наклонений орбит планет и других тел, обращающихся вокруг Солнца.
Благодаря, почти круговой форме планетных орбит и большим
промежуткам между ними исключена возможность тесных сближений между
планетами. Это обеспечивает длительное существование планетной системы.
Планеты вращаются также вокруг своей оси, причем у всех планет кроме
Венеры и Урана, вращение происходит в прямом направлении, т.е. в том же
направлении, что и их обращение вокруг Солнца. Чрезвычайно медленное
вращение Венеры происходит в обратном направлении, а Уран вращается как
бы лежа на боку.
Большинство спутников обращается вокруг своих планет в том же
направлении, в котором происходит осевое вращение планеты. Орбиты таких
спутников обычно круговые и лежат вблизи плоскости экватора планеты,
образуя уменьшенное подобие планетной системы. Таковы, например, система
спутников Урана и Юпитера. Обратными движениями обладают спутники,
расположенные далеко от планеты.
Сатурн, Юпитер и уран кроме отдельных спутников заметных размеров
имеют множество мелких спутников, как бы сливающихся в сплошные кольца.
Эти спутники движутся по орбитам, настолько близко расположенным к
планете, что ее приливная сила не позволяет им объединиться в единое тело.
Подавляющее большинство орбит ныне известных малых планет
располагается в промежутке между орбитами марса и Юпитера. Все малые
планеты обращаются вокруг Солнца в том же направлении, что и большие
планеты, но их орбиты, как правило, вытянуты и наклонены к плоскости
эклиптики
Кометы движутся в основном по орбитам, близким к параболическим.
Некоторые кометы обладают вытянутыми орбитами сравнительно небольших
размеров. У этих комет, называемых периодическими, преобладают прямые
движения, т.е. движения в направлении обращения планет.
Планеты делятся на две группы, отличающиеся по массе, химическому
составу, скорости вращения и количеству спутников. Четыре планет,
ближайшие к Солнцу, - планеты земной группы, состоят из плотного
каменистого вещества и металлов. Планеты-гиганты - Юпитер, Сатурн, Уран
и Нептун – гораздо массивнее, состоят в основном из легких веществ и
поэтому, несмотря на огромное давление в их недрах имеют малую плотность. У
Юпитера и Сатурна главную долю их массы составляет водород и гелий. У
Урана и Нептуна льды и каменистые вещества составляют главную часть их
массы.
Недра планет и некоторых крупных спутников (например, Луна)
находятся в раскаленном состоянии.
Венера, Земля, Марс обладают атмосферами, состоящими из газов,
выделившихся из их недр. У планет-гигантов атмосферы представляют собой
непосредственное продолжение их недр: эти планеты не имеют твердой или
жидкой поверхности. При погружении внутрь атмосферные газы постепенно
переходят в конденсированное состояние.
Ядра комет по своему химическому составу родственны планетамгигантам: они состоят из водяного льда и льдов различных газов с примесью
каменистых веществ. Почти все малые планеты по своему составу относятся к
каменистым планетам земной группы.
Обломки малых планет, образующиеся при их столкновении друг с
другом, иногда выпадают на Землю в виде метеоритов. Измерения возраста
метеоритов показали, что они, а следовательно и вся Солнечная система
существуют около 5 млрд. лет.
Динамические и физические особенности строения Солнечной системы
указывают на то, что планеты сформировались из газо-пылевого вещества,
некогда образовавшего планетное облако вокруг Солнца. Планеты Земной
группы образовались в результате аккумуляции каменистых твердых частиц, а
у планет-гигантов образование началось с аккумуляции каменисто-ледяных
частиц, а потом дополнилось присоединение газов (в основном водород и
гелий).
§2. Законы Кеплера
Изучая результаты многолетних наблюдений планеты Марс датским
астрономом Т. Браге, немецкий ученый Иоганн Кеплер обнаружил, что орбита
Марса не окружность, а имеет вытянутую форму эллипса. У эллипса есть две
такие точки F1 и F2 (рис. 1), сумма расстояний которых (r1 и r2) от любой точки
B эллипса есть величина постоянная.
Прямая А1А2, лежащая внутри эллипса и
проходящая через его фокусы, называется
большой осью эллипса.
Мерой сплюснутости эллипса является его
эксцентриситет,
равный
отношению
расстояния между фокусами к большой
оси:
e
F1 F2
A1 A2
Линия, соединяющая любую точку эллипса с одним из его фокусов называется
радиусом-вектором этой точки.
Кеплер исследовал движения всех известных в то время планет и вывел
3 закона движения планет:
Во-первых, орбиты всех планет (а не только Марса) являются эллипсами
с общим фокусом, в котором находится Солнце. Степень вытянутости орбит у
разных планет различная. У Земли эксцентриситет очень мал и орбита Земли
мало отличается от окружности. Наиболее вытянутые орбиты имеют Меркурий
и Плутон.
Во-вторых, каждая планета по своей орбите движется таким образом, что
ее радиус-вектор за одинаковые промежутки времени описывает равные
площади (площади секторов А1А2F и B1B2F
равны). Это значит, что чем ближе планета к
Солнцу, тем у нее больше скорость движения
по орбите.
Кометы, являясь членами Солнечной системы,
движутся по тем же законам, что и планеты.
Первые 2 закона движения планет Солнечной системы Кеплер
опубликовал в 1609 г. Спустя 10 лет он обнаружил третью закономерность в
движении планет и сформулировал ее так: отношение кубов больших полуосей
орбит двух любых планет Солнечной системы равно отношению квадратов
периодов их обращения вокруг Солнца.
Этот закон имел большое значение для определения масштабов
Солнечной системы, т.е. расстояний планет от солнца.
Если за единицу времени принять один год, а за единицу расстояния
среднее расстояние от Земли до Солнца (астрономическую единицу), то,
определив из наблюдений период обращения какой-либо планеты в годах (Т),
легко получить значение большой полуоси этой планеты (α) по формуле:
a 3 T2
Например, ТМарса = 1,88 года, тогда по формуле αорбиты Марса = 1,52 а.е.
Таким образом, Марс почти в полтора раза дальше от Солнца, чем Земля.
Установленные Кеплером законы движения планет еще раз наглядно
показывают, что мир планет есть стройная система, управляемая единой силой,
источником которой является Солнце.
§3. Конфигурации
Конфигурации – характерные положения планет Солнечной системы на
их орбитах по отношению к солнцу и Земле.
Они
различны
для
нижних
(внутренних) планет, которые находятся
к Солнцу ближе Земли (Меркурий,
Венера) и для верхних (внешних),
орбиты которых расположены за орбитой
Земли (остальные планеты).
Момент, в который нижняя планета
пересекает
прямую,
соединяющую
центры Солнца и Земли, называется ее
нижним соединением. Вблизи нижнего
соединения планета видна в виде узкого
серпа. Непосредственно же в момент
нижнего соединения планета не видна,
поскольку обращена к Земле своим не
освещенным
Солнцем
полушарием.
Однако в это время может наступить
явление прохождения планеты по диску Солнца, когда планеты – Венера или
Меркурий – могут наблюдаться в виде черного кружочка, движущегося по
солнечному диску.
Продолжая двигаться по орбите, нижняя планета для земного
наблюдателя достигает некоторого наибольшего углового удаления от Солнца,
после чего снова начинает к нему приближаться. Положение наибольшего
углового удаления называется элонгацией. Меркурий в элонгации около 28°,
Венера – около 48° от Солнца. Различают элонгации восточные, когда планета
наблюдается вечером после захода Солнца, и западные, когда она видна под
утро, до его восхода.
Момент прохождения нижней планеты строго за Солнцем называется
верхним соединением. Вблизи верхнего соединения планета наблюдается в
виде полного диска.
Для верхних планет различают моменты противостояния, западной и
восточной квадратур и соединения. В противостоянии верхняя планета
видна в противоположной от Солнца стороне неба, в то время как расстояние
между нею и Землей наименьшее. Этот период наиболее благоприятен для
астрономических наблюдений
ее поверхности. в квадратурах угол между
направлениями на планету и на солнце составляет 90°. В соединении верхняя
планета, точно так же как и нижняя, уходит за диск Солнца и теряется в его
лучах. В этот период расстояние от Земли до планеты наибольшее.
Луна в своем обращении вокруг Земли оказывается то между Солнцем и
Землей, подобно нижней планете, то дальше от Солнца, подобно верхней
планете. Поэтому применительно к Луне астрономы чаще пользуются
специальной терминологией, хотя по существу момент новолуния аналогичен
нижнему соединению, момент полнолуния – противостоянию.
§4. Элементы орбит планет
Ориентация орбиты в пространстве, ее размеры и форма, а также
положение небесного тела на орбите определяются 6 величинами,
называемыми элементами орбиты.
Некоторые характерные точки орбит небесных светил имеют собственные
названия: перигелий – ближайшая к Солнцу точка орбиты небесного тела,
движущегося вокруг Солнца; афелий – наиболее удаленная от Солнца точка
эллиптической орбиты.
Если рассматривается движение тела относительно Земли, то ближайшая
к Земле точка орбиты называется перигеем, а самая далекая – апогеем.
В более общих задачах, когда под притягивающим центром можно
подразумевать разные небесные тела, употребляют названия: перицентр –
ближайшая к центру орбиты точка; апоцентр – наиболее удаленная от центра
орбиты точка.
Элементы орбиты – 6 величин, определяющих форму и размеры орбиты
небесного тела (а, е), ее положение в пространстве (i, Ω, ω), а также
положение самого небесного тела на орбите:
1) Форма и размеры орбиты определяются большой полуосью орбиты
(a = ОП) и эксцентриситетом орбиты e.
OS
a2  b2
e

a
a
, где b – малая полуось орбиты
Для эллиптической орбиты значение e
заключается в пределах 0 ≤ e < 1.
При e = 0 орбита имеет форму окружности;
чем ближе e к единице, тем более вытянута
орбита. При e = 1 орбита уже не замкнута и
имеет вид параболы; при e > 1 орбита
гиперболическая.
2) Ориентация орбиты в пространстве определяется относительно
некоторой плоскости, принятой за основную. Для планет, комет и других тел
Солнечной системы такой плоскостью служит плоскость эклиптики. Положение
плоскости орбиты задается двумя элементами орбиты: долготой восходящего
узла Ω и наклоном орбиты i.
Долгота восходящего узла Ω – это угол при Солнце между линией
пересечения плоскостей орбиты и эклиптики и направлением на точку овна.
Угол отсчитывается вдоль эклиптики от точки весеннего равноденствия по
часовой стрелке до восходящего узла орбиты Ω, т.е. той точки, в которой тело
пересекает эклиптику, переходя из южной полусферы в северную.
Противоположная точка называется нисходящим узлом, а линия,
соединяющая узлы – линией узлов.
0° ≤ Ω ≤ 360°
Q – плоскость орбиты планеты
P – плоскость эклиптики
3) Положение орбиты в плоскости Q
определяется аргументом перигелия
ω, представляющим собой угловое
расстояние перигелия орбиты от
восходящего узла ω = ΩП.
4) В качестве шестого элемента, определяющего положение небесного
тела на орбите в какой-нибудь определенный момент времени, используют
момент прохождения через перигелий То.
Угол при Солнце, отсчитанный от направления
на перигелий до
направления на тело, называется истинной аномалией ν. Истинная аномалия
при движении тела по орбите изменяется неравномерно: в соответствии со
вторым законом Кеплера тело движется быстрее около перигелия П и
медленнее у афелия А. Истинную аномалию вычисляют по формулам через
среднюю аномалию.
§5. Понятие о возмущенном движении
Планеты в своем движении притягиваются не только к Солнцу, но и друг
к другу. В звездных скоплениях каждая звезда притягивается всеми
остальными. На движение искусственных спутников Земли оказывают влияние
силы, вызываемые несферичностью фигуры земли и сопротивлением земной
атмосферы, притяжение Луны и Солнца. Эти дополнительные силы называют
возмущающими, а эффекты, которые они вызывают в движении небесных
тел, – возмущениями. Из-за возмущений орбиты небесных тел непрерывно
медленно изменяются.
Исследованием движения небесных тел с учетом возмущающих сил
занимается специальная наука – небесная механика.
Методы, разработанные в небесной механике, позволяют очень точно на
много лет вперед определить положение любых тел Солнечной системы. Более
сложные методы вычислений используются при исследовании движения
искусственных небесных тел.
§6. Видимое суточное движение светил
В течение суток каждая звезда совершает полный оборот по своей
суточной параллели. На рис. изображена суточная параллель звезды σ.
Суточной параллелью звезды называют
проходящий через звезду малый круг на
небесной
сфере,
плоскость
которого
перпендикулярна оси мира. Двигаясь по своей
суточной параллели, каждая звезда два раза в
сутки проходит меридиан (в точках σN и σS) и
первый вертикал (в точках σW и σE). Явления
прохождения
светила
через
меридиан
называют кульминациями светила. В точке
σS – верхняя кульминация светила; в точке σN
– нижняя кульминация светила. На рис.
изображена суточная параллель незаходящей
звезды, она всегда находится над горизонтом
места наблюдения. Есть звезды восходящие и заходящие и, наконец, звезды не
восходящие: это зависит от склонения δ звезды и от широты φ места
наблюдения. На рис. показана суточная параллель звезды для наблюдателя,
находящегося в средних широтах земного шара.
а) На экваторе полюсы мира лежат на
горизонте
и совпадают с точками севера и
юга. Суточные параллели звезд в этом случае
находятся в вертикальных плоскостях.
б) На северном полюсе ось мира направлена
вертикально вверх, т.е. северный полюс мира
P совпадает с зенитом z. Суточные пути всех
звезд находятся в плоскостях, параллельных
горизонту.
Положение меридиана становится неопределенным. Любое направление
из этой точки на земной поверхности будет на юг.
§7. Элонгации звезд
Элонгации звезд – характерные положения
звезд в их видимом суточном обращении
вокруг полюса мира. Наблюдаются только у
около полярных светил, верхняя кульминация
которых происходит между P и z.
Из геометрии небесной сферы видно, что для
таких светил азимут в процессе движения по суточной параллели колеблется в
пределах ±A от точки севера, причем |A| ≤ 90°.
Элонгацией называют такое положение звезд, когда их азимут
принимает крайние значения. В зависимости от того, в какой стороне небесной
сферы они происходят, различают элонгации восточные и западные. На рис.
звезда 1 имеет восточную элонгацию ЭE и западную элонгацию ЭW. Звезда 2
элонгаций не имеет.
§8. Эфемериды
Эфемериды – это таблицы, содержащие сведения о положении небесных
светил на небе, скорости их движения, звездных величинах и другие данные,
необходимые для астрономических наблюдений. Эфемериды составляются для
будущих моментов времени по результатам выполненных ранее наблюдений.
При вычислении эфемерид используются теории движения небесных
светил, законы изменения их блеска.
В зависимости от точности используемых материалов эфемериды
вычисляются вперед для различных периодов времени. Так, эфемериды малых
планет, содержащие их небесные координаты, составляются на год и более
вперед. Эфемериды же искусственных спутников Земли, на движении которых
оказывают влияние некоторые силы, не поддающиеся достаточно точному
учету (например, сопротивление атмосферы, плотность которой постоянно
меняется), могут быть с необходимой точностью составлены только на 1-2
месяца вперед.
Эфемериды могут содержать также значения установочных углов для
телескопа, фазы луны и другие сведения, помогающие рационально провести
наблюдения. Например, наблюдения Полярной звезды можно осуществлять не
только ночью, но и в светлое время суток; для этого необходимо заранее
составить специальную таблицу приближенных горизонтальных координат
(рабочие эфемериды) – азимута а и высоты h Полярной. Ориентировав прибор
по их значениям, можно найти изображение Полярной звезды в поле зрения
трубы.
Составление
эфемерид
Полярной
(т.е.
порядок
вычислений
приближенных горизонтальных координат – высоты h и азимута a на
предполагаемые моменты наблюдений):
из AE выбирают φ; местное звездное время s находят по декретному
времени Д.
Высота полюса мира равна широте hp = φ
Из треугольника zσk стороны zk и zσ можно
с некоторым допущением считать равными
друг другу: 90°-φ-χ = 90°-h,
откуда φ+χ = h.
В астрономических таблицах величину χ
принято обозначать через ƒ, тогда h = φ+ƒ
Следовательно, для определения h Полярной нужной выбрать величину ƒ
по местному звездному времени s и прибавить ее к φ.
Азимут Полярной a берется из этих же таблиц по аргументам s и φ.
Далее рассчитывают рабочие эфемериды Полярной на определенный момент
наблюдений с заданным интервалом (например 30m).
Тема 4. Вращение Земли и Луны. Факторы вызывающие
изменения координат звезд.
§1. Особенности орбитального и вращательного движения Земли
Земля – одна из планет Солнечной системы. Подобно другим планетам,
она движется вокруг Солнца по эллиптической орбите, большая полуось
которой (т.е. среднее расстояние между центрами Земли и Солнца) в
астрономии принята в качестве единицы длины (а.е.) для измерения
расстояний между небесными телами в пределах солнечной системы. Расстояние
от Земли до Солнца в различных точках орбиты неодинаковое, в перигелии (3
января) оно приблизительно на 2,5 млн. км меньше, а в афелии (3 июля) на
столько же больше среднего расстояния, составляющего 149,6 млн. км.
В процессе движения нашей планеты по орбите вокруг Солнца плоскость
земного экватора (наклоненная к плоскости орбиты на угол 23°27’)
перемещается параллельно самой себе таким образом, что в одних участках
орбиты земной шар наклонен к Солнцу своим северным полушарием, а вдругих
– южным.
Суточное вращение земного шара происходит с практически постоянной
угловой скоростью с периодом 23h56m04,1s, т.е. за одни звездные сутки. Ось
суточного вращения Земли направлена своим северным концом приблизительно
на звезду альфа Малой Медведицы, которая поэтому называется Полярной
звездой.
§2. Движение земных полюсов
Ось вращения Земли не занимает постоянного положения в теле Земли,
которая как бы покачивается на своей оси, вследствие чего земные полюсы
описывают на земной поверхности сложную кривую, не удаляясь от некоторого
среднего положения более чем на 0,3-0,4”. Вследствие блуждания полюса по
поверхности Земли должны изменяться географические координаты пунктов,
находящиеся на поверхности Земли, - широты и долготы.
Одна из особенностей Земли – это ее магнитное поле, благодаря
которому мы можем пользоваться компасом. Магнитный полюс земли, к
которому притягивается северный конец стрелки компаса, не совпадает с
Северным географическим полюсом, а находится в пункте с координатами ≈
76° с.ш. и 101° з.д. Магнитный полюс, расположенный в южном полушарии
Земли, имеет координаты 66° ю.ш. и 140° в.д. (в Антарктиде).
§3. Движение Луны
Луна – ближайшее к Земле небесное тело, естественный спутник нашей
планеты. Она обращается вокруг Земли на расстоянии около 400 тыс. км.
Диаметр Луны лишь в 4 раза меньше земного, он равен 3476 км. В отличие от
сжатой у полюсов Земли Луна по форме гораздо ближе к правильному шару.
Если смотреть со стороны Северного полюса, Луна, как и все планеты и
спутники Солнечной системы, обращается вокруг земли в направлении против
часовой стрелки. На один оборот вокруг Земли она затрачивает 27,3 суток.
Время одного оборота Луны вокруг Земли в точности равно времени одного
оборота ее вокруг оси. Поэтому Луна постоянно повернута к Земле одной и той
же стороной. Предполагают, что в ранние периоды своей истории Луна
вращалась вокруг своей оси несколько быстрее и, следовательно,
поворачивалась к Земле разными частями своей поверхности. Но из-за
близости массивной Земли в твердом теле Луны возникали значительные
приливные волны. Они действовали на быстро вращающуюся Луну. Процесс
торможения Луны продолжался до тех пор, пока она не оказалась постоянно
повернутой к Земле только одной стороной. Отсюда возникли понятия видимой
и обратной стороны Луны. В общей сложности с Земли можно увидеть 59%
лунной поверхности.
§4. Прецессия и нутация
При вращении волчка его ось практически не бывает неподвижна. Под
действием силы земного тяготения, в соответствии с законами вращательного
движения, ось волчка перемещается, описывая коническую поверхность. Земля
– большой волчок. И ее ось вращения под действием силы тяготения Луны и
Солнца на экваториальный избыток (у экватора как бы больше вещества, чем у
полюсов из-за сплюснотости Земли) также медленно вращается.
Ось вращения Земли описывает около оси эклиптики конус с углом в
23,5°, вследствие чего полюс мира движется вокруг полюса эклиптики по
малому кругу, совершая один оборот приблизительно за 26000 лет. это
движение называют прецессией.
Следствием прецессии является постепенное смещение точки весеннего
равноденствия навстречу видимому движению Солнца на 50,3” в год. по этой
причине Солнце ежегодно вступает в точку весеннего равноденствия на 20
минут раньше, чем оно совершает полный оборот на небе.
Изменение положения небесного экватора и полюса мира, а также
перемещение точки овна вызывает изменение экваториальных и эклиптических
небесных координат. Поэтому, приводя координаты небесных светил в
каталогах, изображая их на картах, обязательно указывают «эпоху», т.е.
момент времени, для которого были приняты положения экватора и точки овна
при определении системы координат.
В значительной мере прецессия возникает под действием сил тяготения
Луны.
Силы,
которые
вызывают
прецессию,
вследствие
изменения
расположения Солнца и Луны относительно Земли постоянно меняются.
Поэтому, наряду с движением оси вращения Земли по конусу, наблюдаются
небольшие ее колебания, названные нутацией. Под воздействием прецессии и
нутации полюс мира описывает среди звезд сложную волнообразную кривую.
Скорости изменения координат звезд вследствие прецессии зависят от
положения звезд на небесной сфере. Склонения разных звезд изменяются за
год от +20” до -20” в зависимости от прямого восхождения. Прямые
восхождения вследствие прецессии меняются более сложным образом, и их
поправки зависят как от прямых восхождений, так и от склонений звезд.
Таблицы прецессии публикуются в астрономических ежегодниках.
Прецессия и нутация изменяют лишь ориентировку оси вращения Земли в
пространстве и не влияют на положение этой оси в теле Земли. Поэтому ни
широты, ни долготы мест земной поверхности из-за прецессии и нутации не
изменяются и влияния эти явления на климат не оказывают.
§5. Аберрация света
Аберрация света – кажущееся отклонение небесных светил от их
истинного положения на небесном своде, вызванное относительным движением
светила и наблюдателя.
Явление аберрации можно сравнить с тем, что испытывает человек под
проливным дождем. Стоящий под дождем человек держит свой зонт над
головой. Но когда он идет, он вынужден, если захочет остаться сухим,
наклонить зонт вперед, при этом, чем быстрее он идет, тем сильнее приходится
наклонять зонт. И хотя дождевые капли по-прежнему падают прямо вниз,
человеку кажется, что они идут из точки, по направлению к которой он
наклонил зонт.
Аналогично этому, движущемуся наблюдателю свет небесного светила
кажется идущим не из точки, в которой находится светило, а из другой точки,
смещенной относительно первой в направлении движения наблюдателя. Пусть
некоторая звезда находится в полюсе эклиптике. Ее свет падает на Землю
перпендикулярно направлению скорости Земли, движущейся по своей орбите.
Однако астроном, направивший свой телескоп в полюс эклиптики, не увидит
звезду в центре поля зрения: лучу света, входящему в объектив такого
телескопа, нужно время, чтобы пройти сквозь всю его трубу, а за это время
труба переместится вместе с Землей и изображение звезды не попадет в центр
поля зрения.
Таким образом, чтобы наблюдать небесное светило в центре поля зрения,
телескоп приходится наклонять на некоторый угол вперед по движению
наблюдателя.
§5. Параллакс
При езде в поезде за оконном мелькают столбы, стоящие вдоль рельсов.
Медленнее убегают назад постройки, расположенные в нескольких десятках
метров от железной дороги. И уж совсем медленно, нехотя отстают от поезда
домики, рощи, которые находятся где-то у горизонта. Скорость изменения
направления на предмет при движении наблюдателя тем меньше, чем дальше
от наблюдателя находится предмет. А из этого следует, что величиной углового
смещения предмета, которое называют параллактическим смещением или
просто параллаксом, можно характеризовать расстояние до предмета.
обнаружить параллактическое смещение звезды, двигаясь по земной
поверхности нельзя: звезды слишком далеки, и параллаксы при таких
перемещениях находятся далеко за пределами возможности их измерения.
Но,
если
попытаться
измерить
параллактические смещения звезд
при перемещении земли из одной
точки орбиты в противоположную
(т.е.
повторить
наблюдения
с
интервалом в полгода), то вполне
можно рассчитывать на успех. Таким
путем
измерены
параллаксы
нескольких тысяч ближайших к нам
звезд.
Параллактические смещения, измеренные с использованием годичного
движения Земли по орбите, называют годичными параллаксами. Годичный
параллакс звезды – это угол (π), на который изменится направление на звезду,
если наблюдатель переместится из центра Солнечной системы на земную
орбиту.
С годичным параллаксом связана и основная единица длины, принятая в
астрономии для измерения расстояний между звездами и галактиками – парсек
(1 пс = 206265 а.е. = 31·1015 м, 1 а.е. = 149 600 000 км).
Для более близких небесных тел: Солнца, Луны, планет, комет и других
тел Солнечной системы – параллактическое смещение можно обнаружить и при
перемещении наблюдателя в пространстве вследствие суточного вращения
Земли.
В этом случае параллакс вычисляют для
воображаемого наблюдателя, перемещаемого
из центра Земли в точку экватора, в которой
светило находится на горизонте.