Расстояние между Землей и Солнцем
Попытки рассчитать расстояние от Земли до Солнца и прогнозировать связанные с ним явления начали предпринимать в Древней Греции. Тогда были произведены приблизительные вычисления, которые стали основой для последующего развития астрономической науки. Современным ученым уже доступны технологии, которые позволяют определять расстояние до Солнца с погрешностью до нескольких долей сантиметра.
Точное расстояние на сегодняшний день
Расстояние между центрами Земли и Солнца принято считать равным 149 597 870 км, но этот показатель условен. Планета совершает движение по эллиптической орбите, поэтому ее удаленность от звезды постоянно меняется.
Понятие астрономической единицы
Расстояние, на которое удалено Солнце от Земли, называют астрономической единицей. С ее помощью принято совершать измерения дистанций между космическими объектами. Русское обозначение единицы — а.е., в международном формате — au.
Решением Международного астрономического союза с 2012 г. астрономическая единица привязана к Международной системе единиц (СИ) и равна 149 597 870 700 м. Данный показатель используется для вычислений, не требующих высокой точности. В ином случае рассчитывается величина для нужного момента времени.
Современные технологии космической отрасли позволяют определять величину астрономической единицы с высокой точностью. Наблюдая за изменениями ее значения, в 2004 г. российские ученые Г. Красинский и В. Брумберг обнаружили, что Земля и Солнце расходятся. Постепенное отклонение объектов незначительно и составляет около 15 см ежегодно. Причина явления пока не установлена, но выдвинуто много интересных гипотез.
Влияние приливов и отливов на дистанцию
По мнению команды японского астрофизика Такахо Миура, расхождение рассматриваемых космических объектов объясняется приливным взаимодействием. Невзирая на малые размеры планеты относительно Солнца, она должна порождать в теле звезды приливы, т. к. более близкие участки светила притягиваются немного сильнее, чем дальние. Подобные приливы передвигаются по поверхности и тормозят вращение объекта. Поскольку полный момент импульса системы Земля-Солнце сохраняется, происходит незначительное расширение гелиоцентрической орбиты.
Афелий и перигелий
Афелий и перигелий характеризуют максимальный и минимальный параметры удаленности Земли от звезды. Это связано с эллиптической формой орбиты Земли.
Афелий, или апогелий — это дальняя точка гелиоцентрической орбиты Земли, которая удалена от Солнца на 152 098 233 км. Термином «афелий» астрофизики называют точку гелиоцентрической орбиты любого космического тела, которая находится максимально далеко от нашей звезды. Земля максимально отдаляется от Солнца в период с 3 по 7 июля.
Соответственно, перигелий — ближайшая точка, которая располагается на расстоянии 147 098 291 км от звезды. Земля ежегодно проходит эту отметку со 2 по 5 января.
Измерения расстояния до Солнца в Древней Греции
Древнегреческие ученые стали первопроходцами в вопросе определения расстояния от Земли до Солнца. В то время они располагали лишь простым инструментарием и геометрическими методами.
Предположения Аристарха Самосского
Основой для его вычислений стало предположение, что шарообразная Луна отражает солнечный свет. Когда она будет располагаться в половине фазы, можно провести прямой угол Земля-Луна-Солнце. При этом сторона Земля-Луна является катетом, а Земля-Солнце — гипотенузой. Согласно идее Аристарха, расстояние до звезды выражается отношением катета к гипотенузе и составляет 1:19. Данный результат отличается от действительных значений в 20 раз, что связано с неточными расчетами. Аристарх брал за основу данные визуальных наблюдений, что всегда чревато большими погрешностями.
Измерения Гиппарха Никейского
Величайшим астрономом античности называли Гиппарха Никейского — древнегреческого математика II в. до н.э. Он привнес в астрономические вычисления более точные методы древневавилонских исследователей.
Фундаментом метода Гиппарха стало понимание причины лунных затмений, заключающейся в том, что спутник оказывается в тени нашей планеты. При этом тень имеет коническую форму с вершиной, расположенной ближе к Луне. Применив простейшие измерительные инструменты, астроном вычислил радиусы исследуемых объектов. Используя правила подобия треугольников, он смог определить удаленность Солнца. Полученное значение составило 382 тыс. км. Результаты Гиппарха были признаны самыми точными за период древней истории.
Расчеты Нового времени
Исследователи Нового времени подошли к расчетам космических расстояний более скрупулезно. Большинство их трудов обладали высокой точностью и признаны научными кругами тех лет.
Метод прямоугольных треугольников Кристиана Гюйгенса
Нидерландский ученый Кристиан Гюйгенс в 1653 г. предпринял попытку произвести собственные расчеты. Его методика оказалась похожа на подход Аристарха Самосского. Гюйгенс также применил метод исследования прямоугольного треугольника, только для системы Земля-Венера-Солнце. Случайно угадав величину Венеры, он произвел вычисления. Научные круги не восприняли измерения астронома всерьез, посчитав их догадкой.
Измерения Кассини и Рише
В 1672 г. Джованни Кассини, находясь в Париже, проводил наблюдения за движением Марса по звездному небу. Аналогичные исследования он поручил своему помощнику Жану Рише, отправив коллегу в Гвиану.
Для измерений Кассини использовал расположение звезд, окружающих Марс, а затем сопоставил данные с наблюдениями Рише. Ученому удалось определить длину отрезка Земля-Марс, на основе которой он смог вычислить дистанцию Земля-Солнце. Астроном использовал научные методы, благодаря чему результаты его работы были признаны.
Метод параллакса
В своих экспериментах Кассини и Рише использовали явление параллактического смещения — видимого изменения положения космического тела относительно фоновых объектов, отдаленных от него на некоторое расстояние. Смещение становится очевидным, когда наблюдатель меняет точку обзора.
Метод стандартных свечей
Посредством тригонометрических параллаксов определяются расстояния до близких космических объектов. Для измерения дистанций тел, удаленных на большое расстояние, применяется метод стандартных свечей. Он учитывает правило, согласно которому освещенность уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния.
В качестве стандартных свечей выступают звезды. Поскольку светила с идентичной температурой и размерами излучают одинаковую энергию, однотипные звезды используются для определения расстояний. Зная удаленность и величину энерговыделения Солнца, можно вычислить расстояние до похожих звезд.
Исследования Новейшего времени
Технологии Новейшего времени произвели революцию в астрономических исследованиях, позволив получить максимально точные данные о расстояниях в космосе.
Метод радиолокации
Измерение расстояния с помощью радиолокации базируется на передаче импульсов к небесному телу. Отправленные волны отражаются от объекта и возвращаются. После этого анализируется их интенсивность и время движения, на основании чего рассчитывается пройденная дистанция.
Сложность использования метода радиолокации состоит в том, что интенсивность волн уменьшается обратно пропорционально четвертой степени расстояния до изучаемого объекта. Для решения задачи приходится создавать мощные передатчики и большие антенны. Но затраты оправдываются высокой точностью полученных данных. Погрешность составляет несколько километров.
Определение дистанции лазером
Принцип лазерной локации идентичен радиоволновому методу. Мощный передатчик направляет к небесному телу световой луч, который отражается от него и возвращается на Землю. Интенсивность и время его прохождения учитываются при расчете расстояния.
Данный метод отличается высокой точностью и позволяет получать данные с погрешностью до нескольких долей сантиметра, но для реализации метода требуется технологически сложное и дорогостоящее оборудование.
Единицы измерения космических расстояний
Для оперирования гигантскими космическими расстояниями земные меры не подходят. В астрономии существуют три главные единицы измерения:
- Астрономическая единица — составляет 149,6 млн км.
- Световой год — составляет около 9 460 730 472 580 800 м и представляет собой пройденное световой волной за юлианский год расстояние.
- Парсек — примерно равен 3,26 светового года и определяется как дистанция, с которой радиус орбиты Земли виден под углом в 1 секунду дуги. Данная мера применяется профессиональными астрономами вместо светового года.
Астрономическая единица используется для вычисления дистанций в пределах Солнечной системы, а световой год и парсек — для оценки межзвездных космических расстояний.
Источник
Список объектов Солнечной системы по наибольшему афелию — List of Solar System objects by greatest aphelion
Это список объектов Солнечной системы по наибольшему афелию или наибольшему удалению от Солнца на орбиту. Для целей этого списка подразумевается, что объект вращается вокруг Солнца в двухчастичном решении без влияния планет или проходящих звезд. Афелий может существенно измениться из-за гравитационного воздействия планет и других звезд. Большинство этих объектов являются кометами на рассчитанном пути и не могут быть непосредственно наблюдаемы. Например, комету Хейла-Боппа в последний раз видели в 2013 году с блеском 24, и она продолжает исчезать, делая ее невидимой для всех, кроме самых мощных телескопов.
Максимальная протяженность области, в которой преобладает гравитационное поле Солнца , сферы Хилла , может достигать 230 000 астрономических единиц (3,6 световых года) по расчетам 1960-х годов. Но любую комету, удаленную от Солнца на расстояние более 150 000 а.е. (2 св. Лет ), можно считать потерянной для межзвездной среды . Ближайшая известная звезда — Проксима Центавра в 271000 а.е., что составляет 4,22 световых года, за ней следует Альфа Центавра на расстоянии около 4,35 световых лет.
Считается, что кометы вращаются вокруг Солнца на больших расстояниях, но затем их возмущают проходящие мимо звезды и галактические приливы . Когда они входят или покидают внутреннюю Солнечную систему, их орбита может быть изменена планетами, или же они могут быть выброшены из Солнечной системы. Также возможно, что они могут столкнуться с Солнцем или планетой.
СОДЕРЖАНИЕ
Объяснение
Барицентрические и гелиоцентрические орбиты
Поскольку многие из перечисленных ниже объектов имеют одни из самых экстремальных орбит по сравнению с любыми объектами Солнечной системы, точное описание их орбит может быть особенно трудным. Для большинства объектов Солнечной системы гелиоцентрическая система отсчета (относительно гравитационного центра Солнца) достаточна для объяснения их орбит. Однако по мере того, как орбиты объектов становятся ближе к космической скорости Солнечной системы, с длинными орбитальными периодами порядка сотен или тысяч лет, для описания их орбиты требуется другая система отсчета: барицентрическая система отсчета. Барицентрическая система отсчета измеряет орбиту астероида относительно гравитационного центра всей Солнечной системы, а не только Солнца. В основном из-за влияния внешних газовых гигантов барицентр Солнечной системы может быть в два раза больше радиуса Солнца.
Эта разница в положении может привести к значительным изменениям орбит долгопериодических комет и далеких астероидов. Многие кометы имеют гиперболические (несвязанные) орбиты в гелиоцентрической системе отсчета, но в барицентрической системе отсчета они имеют гораздо более жестко связанные орбиты, и лишь небольшая горстка остается истинно гиперболической.
Эксцентриситет и V inf
Параметр орбиты, используемый для описания некруглости орбиты объекта, — это эксцентриситет ( e ). Объект с e, равным 0, имеет идеально круговую орбиту, причем расстояние его перигелия так же близко к Солнцу, как расстояние его афелия. Объект с e от 0 до 1 будет иметь эллиптическую орбиту, например, у объекта с e, равным 0,5, перигелий в два раза ближе к Солнцу, чем его афелий. Когда e объекта приближается к 1, его орбита будет все более и более удлиненной, а при e = 1 орбита объекта будет параболической и не привязанной к Солнечной системе (т.е. не будет возвращаться на другую орбиту). Значение e больше 1 будет гиперболическим и по-прежнему не будет связано с Солнечной системой.
Несмотря на то, что описывает , как «несвязанный» орбита объекта является эксцентриситет не обязательно отражает как высокие входящая скорость упомянутого объекта имел перед входом в Солнечной системе (параметр , известный как V бесконечность , или V инф ). Ярким примером этого является эксцентриситет двух известных межзвездных объектов по состоянию на октябрь 2019 года, 1I / ‘Оумуамуа . и 2I / Борисов . У Оумуамуа входящий V inf составлял 26,5 км в секунду (59 000 миль в час), но из-за небольшого расстояния перигелия, составляющего всего 0,255 а.е. , он имел эксцентриситет 1 200. Тем не менее, V inf Борисова был лишь немного выше, на 32,3 км / с (72000 миль в час), но из-за более высокого перигелия
2,003 а.е., его эксцентриситет был сравнительно выше 3,340. На практике ни один объект, происходящий из Солнечной системы, не должен иметь входящий гелиоцентрический эксцентриситет, намного превышающий 1, и редко должен иметь входящий барицентрический эксцентриситет выше 1, поскольку это означало бы, что объект произошел с бесконечно далекого расстояния от Солнца. .
Орбитальные эпохи
Из-за того, что орбита кометы наиболее эксцентрична по сравнению с любым телом Солнечной системы, орбита кометы обычно пересекает одну или несколько планет Солнечной системы. В результате орбита кометы часто значительно нарушается , даже в течение одного прохода через внутреннюю часть Солнечной системы. Из-за меняющейся орбиты необходимо обеспечить расчет орбиты кометы (или аналогичного орбитального тела) как до, так и после входа во внутреннюю Солнечную систему. Стандартная эпоха 1600 дана для входящих орбит и 2400 для исходящих орбит. Например, комета ISON находилась на расстоянии
312 а. Е. От Солнца в 1600 году, а ее остатки будут на расстоянии
431 а.е. от Солнца в 2400 году, причем оба этих объекта находятся далеко за пределами какого-либо значительного гравитационного влияния со стороны планет.
Источник