1 астрономическая. Что такое астрономическая единица
Предыдущие определения
В соответствии с решением 10-й генеральной Ассамблеи МАС 1976 года астрономическая единица была определена как радиус круговой орбиты пробного тела в изотропных координатах, угловая скорость обращения по которой, при пренебрежении всеми телами Солнечной системы кроме Солнца, была бы точно равна 0,017 202 098 95 радиан в эфемеридные сутки. В Системе постоянных IERS 2003 астрономическая единица полагалась равной 149 597 870,691 км .
Впоследствии проводились уточнённые измерения астрономической единицы при помощи прохождений Венеры по солнечному диску . Сближение астероида Эрос с Землёй в 1901 году и измерения его параллакса позволили получить ещё более точную оценку.
Астрономическая единица также уточнялась с помощью радиолокации планет. Локацией Венеры в 1961 году установлено, что астрономическая единица равна 149 599 300 км . Возможная ошибка не превышала 2000 км. Повторная радиолокация Венеры в 1962 году позволила уменьшить эту неопределенность и уточнить значение астрономической единицы: оно оказалось равным 149 598 100±750 км . Выяснилось, что до локации 1961 года величина а. е. была известна с точностью 0,1 %.
Многолетние измерения астрономической единицы (в её определении 1976 года) зафиксировали её медленное увеличение со скоростью около 15 сантиметров в год (что на порядок превышает точность современных измерений). Одной из причин может быть потеря Солнцем массы (вследствие солнечного ветра), однако наблюдаемый эффект значительно превышает расчётные значения .
См. также
Примечания
Wikimedia Foundation . 2010 .
- Список ближайших звёзд
- Макджоб
Смотреть что такое "Астрономическая единица" в других словарях:
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА - АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА, единица длины, применяемая в астрономии (в основном для измерения расстояний в пределах Солнечной системы). Равна среднему расстоянию от Земли до Солнца; 1 астрономическая единица=149,6 млн. км … Современная энциклопедия
Астрономическая единица - АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА, единица длины, применяемая в астрономии (в основном для измерения расстояний в пределах Солнечной системы). Равна среднему расстоянию от Земли до Солнца; 1 астрономическая единица=149,6 млн. км. … Иллюстрированный энциклопедический словарь
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА - длины (а. е.) единица расстояний в астрономии, равная среднему расстоянию Земли от Солнца. 1 а. е. = 149,6 млн. км … Большой Энциклопедический словарь
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА - (обозначение а.е.), среднее расстояние от Земли до Солнца, используемое как основная единица расстояния, особенно для измерений в пределах Солнечной системы. 1 а.е. равняется 149 598 000 км … Научно-технический энциклопедический словарь
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА - длины (а. е., АЕ), равна ср. расстоянию от Земли до Солнца, 1 а. е.= 1,49600 1011 м. Физический энциклопедический словарь. М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983 … Физическая энциклопедия
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА - среднее расстояние от Земли до Солнца (или большая полуось земной орбиты), равное 149 500 000 км. Применяется для измерения расстояний в пределах солнечной системы. Самойлов К. И. Морской словарь. М. Л.: Государственное Военно морское… … Морской словарь
астрономическая единица - (а. е.), единица длины в астрономии, равная среднему расстоянию от Земли до Солнца. 1 а. е.; 149,6 млн. км. * * * АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА длины (а. е.), единица расстояний в астрономии, равная среднему расстоянию Земли от… … Энциклопедический словарь
астрономическая единица - astronominis vienetas statusas T sritis Standartizacija ir metrologija apibrėžtis Apibrėžtį žr. priede. priedas(ai) Grafinis formatas atitikmenys: angl. astronomical unit vok. astronomische Einheit, f rus. астрономическая единица, f pranc. unité … Penkiakalbis aiškinamasis metrologijos terminų žodynas
астрономическая единица - astronominis vienetas statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. astronomical unit vok. Astronomische Einheit, f rus. астрономическая единица, f pranc. unité astronomique, f … Fizikos terminų žodynas
Астрономическая единица - (а. е. единица расстояний в астрономии, равная среднему расстоянию Земли от Солнца. Согласно списку фундаментальных постоянных астрономии, рекомендованному в 1964 Международным астрономическим союзом для астрономических исследований, 1 а … Большая советская энциклопедия
Расстояние от Земли до Солнца, выражаясь земными единицами измерения длины, приблизительно равно 150 000 000 километров. В определении больших астрономических расстояний такая запись не совсем удобна потому, что расстояния между остальными планетами и объектами Солнечной системы приходилось бы выражать многозначными цифрами.
Сложившаяся в ходе истории астрономическая единица, являетсяединицей измерения расстояния в астрономии - науке о Вселенной. В основном она применяется для определения расстояния между различными объектами Солнечной системы, но ее значение используется также в изучении внесолнечных систем. В 17 веке у астрономов появилась рациональная идея применить расстояние, разделяющее Солнце и Землю, в качестве определяющей единицы в астрономии. С тех пор принято считать, что 1 астрономическая единица равна 149,6 миллионам километров.
В процессе формирования представления о мира условные расстояния в Солнечной системе стали хорошо известны с достаточно высокой точностью. Центральным телом нашей системы является Солнце, а поскольку Земля вращается по круговой орбите вокруг него, относительное расстояние между двумя этими практически не меняется. Таким образом, астрономическая единица соответствует радиусу орбиты вращения Земли относительно Солнца. Однако в те времена еще не существовало надежного способа достоверно измерить эту величину относительно земных масштабов. В 17 веке было известно только и этих данных было недостаточно для определения расстояния до Солнца, поскольку отношение и Солнца пока еще тоже было неизвестно.
В 1672 году итальянскому астроному Джованни Кассини в сотрудничестве с французским астрономом Жаном Рише удалось измерить параллакс Марса. и Марса были определены с высокой точностью, и это позволило ученым определить расстояние от Земли до Солнца. Согласно их вычислениям, астрономическая единица соответствовала 146 миллионам километров. В дальнейших исследованиях проводились более точные измерения с помощью измерения орбиты Венеры. А в 1901 году, после сближения астероида Эроса с Землей, была определена еще более точная астрономическая еденица измерения.
В прошлом веке уточнения производились с помощью радиолокации. В 1961 году локацией Венеры было установлено новое значение астрономической единицы, с погрешностью в 2000 километров. После проведения повторной радиолокации Венеры эта неточность была сокращена до 1000 километров. В результате многолетних измерений, ученые обнаружили, что астрономическая единица увеличивается со скоростью до 15 сантиметров в год. Это открытие значительно увеличивает точность современных измерений астрономических расстояний. Одной из причин этого явления может быть потеря Солнечной массы в результате солнечного ветра.
Сегодня известно, что расстояние от Солнца до самой удаленной планеты нашей Солнечной системы - Нептуна - составляет 30 астрономических единиц, а расстояние от Солнца до Марса соответствует 1,5 единицам астрономического измерения.
Астрономическая единица
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА длины (а.е.) - мера расстояний до космич. объектов, равная большой полуоси эллиптической орбиты Земли и, согласно св-вам эллипса, ср. расстоянию Земли от Солнца.
Для вычисления а. е. классич. методами было необходимо измерение ср. радиуса Земли R З, новейшие методы обходятся без этого промежуточного звена. Для определения R З применяется комплекс геодезических методов. Сначала с наивысшей возможной точностью измеряется длина базисного отрезка между пунктами (триангуляционными пунктами) на поверхности Земли. Это измерение проводилось в прошлом при помощи измерительных линеек и лент, а теперь - методами оптич. (лазерной) локации. Средства измерения сверяются с эталоном длины - метром, величина к-рого определяется как расстояние, проходимое световым лучом в вакууме за время 1/299792458 с. Затем на основе тригонометрич. соотношений между сторонами и углами треугольника, в к-ром непосредственно измерены базисная сторона и углы между базисом и направлениями на выбранный пункт М (рис. 1), определяется расстояние до этого пункта (метод параллакса, или засечки). Многочисленные измерения дуг меридианов этим методом позволили установить, что Земля представляет собой сплюснутый у полюсов эллипсоид, имеющий неидеально круговое сечение по экватору. Ср. экваториальный радиус Земли R З = 6378,160 км. Простейший способ определения а. е. аналогичен методу засечки, но отличается относительно небольшой величиной базиса, что требует точнейших измерений малых углов. Ср. расстояние А от Земли до Солнца, равное 1 а. е., можно найти из треугольника ЗНС (рис. 2) по наибольшему углу , под каким виден базис R З величина к-рого известна: . Но с Земли можно измерить лишь др. угол - СНП , также равный и называемый экваториальным горизонтальным параллаксом Солнца. Угол СНП определяется величиной наибольшего перспективного смещения светила при перемещении точки наблюдения из центра Земли в точку H , где оно наблюдается на горизонте. На практике вместо наибольшего смещения измеряют несколько меньший угол, т. к. наблюдения обычно ведутся не на экваторе и не в точке Н . Макс. смещение затем рассчитывается по формулам. Поскольку параллакс Солнца составляет всего неск. секунд дуги, а прямые наблюдения Солнца сложны и неточны, применялись и др. классич. методы определения а. е., напр, по прохождению Венеры по диску Солнца (способ Галлея). Последнее служит как бы экраном, на к-рый проецируется тёмный диск планеты (рис. 3). В этот период параллакс Венеры может достигать 33", и при наблюдении из разных мест Земли можно измерить перспективное смещение планеты на солнечном диске. Оно достигает 24" и представляет собой разность параллаксов Венеры и Солнца. Но наличие атмосферы у Венеры (атмосфера была открыта М. В. Ломоносовым именно во время прохождения планеты по диску Солнца) явилось помехой для точных измерений (последнее прохождение Венеры было в 1822 г., следующее состоится в 2004 г.). Большей точности удалось достичь при наблюдениях астероида Эрос, к-рый временами проходит так близко от Земли, что его параллакс достигает почти угловой минуты. По такому параллаксу расстояние от Эроса до Земли в момент наблюдения находят достаточно точно. Чтобы вычислить по нему величину а. е. А, нужно определить стороны треугольника ЗЭС (рис. 4). На практике же по всем существующим и новым наблюдениям Эроса и по найденным расстояниям ЭЗ вычисляют улучшенные элементы орбиты и по этим новым элементам - по периоду обращения и ср. расстоянию - с помощью 3-го закона Кеплера определяют а. е. (см. ). Наблюдения Эроса в 1930-31 гг. дали значение параллакса Солнца (8,790 + 0,001)". Принятое до этого (в 1896 г.) значение параллакса составляло (8,803 + 0,001)", разница в параллаксах соответствовала различию в расстоянии до Солнца > 170 000 км.К новым методам измерения а. е. относится радиолокация планет (см. ). К планете, напр. Венере, радиолокатором посылается сигнал, к-рый после отражения от поверхности планеты возвращается к приёмнику. Зная скорость распространения радиоволн (299 792,458 км/с), разность моментов посылки и возвращения сигнала и изменение расстояния между планетами за время его путешествия, можно вычислить расстояние до Венеры и, как в случае с Эросом, найти по нему величину а. е. Если Венера находится в элонгации (наибольшем видимом удалении от Солнца), то её движение по орбите для наблюдателя с Земли происходит по лучу зрения. Вследствие эффекта Доплера частота возвращающегося сигнала изменяется пропорционально орбитальной скорости Венеры. Если измеренную таким способом орбитальную скорость разделить на орбитальную скорость, вычисленную в долях а. е. по элементам ороиты, то также получим величину а. е. в км.
Задача измерения космических расстояний стояла перед астрономами с самых давних времен. В одной из задач мы уже обсуждали современные методы измерения расстояний до далеких галактик. Но вся эта эпопея с измерением расстояний начиналась с ближайших к нам объектов солнечной системы.
Здесь применим метод параллакса, который основывается на том, что конкретный небесный объект находится не слишком далеко, и его положение на небе зависит от того, откуда на него посмотреть. Подобным образом, кстати, работает и стереоскопическое восприятие наших глаз, с помощью которого мозг определяет примерное расстояние до объектов: левый и правый глаз видят объект под разными (хотя и близкими) углами. Зная углы и расстояния между глаз - так называемую длину базы, - можно довольно точно оценить расстояние до объекта (рис. 1).
В геодезии такой метод измерения расстояний называется триангуляцией . Ну а в астрономии через параллаксы можно точнее всего посчитать расстояния до ближайших к нам звезд. В качестве базы в этом случае берется полуось орбиты Земли и угловое положение звезды определяется два раза с промежутком в полгода. Но с чего все это началось? Откуда мы знаем размер орбиты Земли?
Астрономическая единица (среднее расстояние от Земли до Солнца) - один из основных стандартов расстояний в космосе - была принята на вооружение после того, как Кеплером была предложена и обоснована гелиоцентрическая система, в которой Земля обращается вокруг Солнца по (почти) круговой орбите. Естественным решением было принять радиус этой орбиты за единицу измерения.
Сейчас параметры земной орбиты измерены с огромной точностью, однако тогда, в XVIII веке, астрономия уперлась в тупик. Ученые к тому времени смогли определить расстояния до многих планет в Солнечной системе, выразив их в астрономических единицах. Но само значение астрономической единицы в привычных человеку единицах (например, километрах) точно известно не было.
При этом уже был довольно точно измерен радиус Земли. Тем самым, значение базы было достоверно известно, и требовалось лишь измерение параллактического угла до любого из объектов солнечной системы, до которого было известно относительное расстояние в астрономических единицах.
Поэтому астрономы всего мира возлагали огромные надежды на прохождение Венеры по диску Солнца в 1761 и 1769 годах. Правильно организованное наблюдение этого явления потенциально позволило бы измерить параллакс Венеры относительно параллакса Солнца (точнее, их разность), и, зная радиус Земли (длину базы) узнать астрономическую единицу.
Дело в том, что с разных точек Земли прохождение Венеры по диску Солнца выглядит по разному (рис. 2). Если бы удалось измерить эти траектории в разных точках, то задача была бы решена, потому что затем можно либо найти непосредственно угловые размеры этих траекторий, либо - время прохождения, и уже из него найти требуемое. Так и получилось: в результате наблюдений, проходивших в разных точках земного шара, ученые смогли определить значение астрономической единицы с достаточно высокой точностью.
В частности, Томас Хорнсби получил значение расстояния от Земли до Солнца примерно 93 726 900 английских миль (150 838 449 км), что очень близко к истине.
В этой задаче предлагается проделать похожие измерения параллакса Венеры.
Задача
Даны две фотографии прохождения Венеры, сделанные одновременно в 22:25:52 UTC 5 июня 2012 года (рис. 4). Слева - фотография, сделанная в городе Принстон, штат Нью-Джерси. Справа - фотография, сделанная с вершины вулкана Халеакала на острове Мауи, Гавайи.
Различия в расположении диска Венеры связаны с параллаксом. Известно, что расстояние от Земли до Венеры в момент снимка составляло 0,2887 а. е., расстояние до Солнца - 1,0147 а. е. угловой размер Солнца - 31,57 угловых минуты, а эффективный радиус Земли можно принять за 6378,1 км. В момент, когда были сделаны фотографии, на Гавайях Венера находилась почти точно в зените. Определите по этим данным и фотографиям расстояние от Земли до Солнца.
Подсказка 1
Определение длины базы в общем случае - довольно сложный вопрос. Однако в момент снимка Солнце на острове Мауи находилось почти в точности в зените. В этом можно убедится с помощью программы Stellarium , выставив текущее положение в Гавайях и время 12 часов 25 минут 5 июня 2012 года.
В таком случае длина базы определяется легко (рис. 5).
Подсказка 2
Прежде чем что-то измерять, нужно учесть, что фотографии сделаны со случайной ориентацией камеры, поэтому нужно правильно их сопоставить, чтобы измерить реальное смещение Венеры. Сделать это можно, используя в качестве фона Солнце, а точнее, солнечные пятна. Правда, тогда измеренный параллакс будет относительным, так как у Солнца тоже есть свой параллакс.
Решение
Повозившись, можно сопоставить два предложенных изображения Венеры на диске Солнца в графическом редакторе. Так как границы Солнца довольно размытые из-за облаков и потемнения к краю, можно ориентироваться на солнечные пятна . Достаточно совместить три пары пятен. Вот, что получится в результате (фото слегка обработаны для выделения краев):
Затем находим центры двух силуэтов Венеры (рис. 7). Поскольку пока идет работа c изображениями, то мерить расстояния можно в пикселях, но потом, естественно, придется перевести все в «нормальные» единицы длины. Координаты центров получаются такими: C 1 (красный центр на рис. 7) - X : 624,5 px, Y : 317 px, C 2 - X : 631,5 px, Y : 324,5 px.
Теперь считаем относительный параллакс Венеры (тоже в пикселях):
\[ p=\sqrt{(624{,}5-631{,}5)^2+(317-324{,}5)^2}=10{,}3\pm0{,}25~\text{px}. \]
У вас могло получиться другое число, но это нормально, ведь эти величины относительны, а конкретные их значения зависят от величины и разрешения фотографий.
Диаметр Солнца можно тоже измерить в пикселях (рис. 8), и это даст шкалу перевода. На наших картинках получается, что D s = 936±1 px, что соответствует значению 31,57±0,005 угловых минуты или 1894,2±0,3 угловых секунды. Отсюда 1 px = 2,024±0,002 угловых секунды.
Получаем, что параллакс Венеры (относительно Солнца) равен
p vs = 10,3·2,024 = 20,9±0,5 угловых секунды.
Так как мы хотим найти абсолютное значение астрономической единицы, нас интересует абсолютный параллакс Венеры. Обратите внимание на рис. 9. На нем p v и p s - это реальные параллаксы Венеры и Солнца, а p vs - параллакс Венеры относительно Солнца (то, что мы посчитали выше). Из рисунка ясно, что p vs = p v − p s .
Так как углы малые, будем пользоваться приближенными равенствами для малых углов: sin φ ≈ tg φ ≈ φ в радианах. Тогда в обозначениях рис. 9: d ⊥ /EV ≈ p v , d ⊥ /ES ≈ p s , где EV и ES - расстояния от Земли до Венеры и Солнца соответственно. Отсюда находим реальный параллакс:
\[ p_v=\frac{p_{vs}}{1-\frac{EV}{ES}}=29{,}2\pm 0{,}7~\text{угловых секунды}. \]
С помощью любого картографического сервиса с функцией измерения расстояний на поверхности Земли (или каким-нибудь другим способом) определяем, что кратчайшее расстояние между двумя точками наблюдения составляет 7834 км (рис. 10). Это длина дуги AB на рис. 9. Тогда α ≈ 1,2282 радиан, и можно найти длину базы: d ⊥ ≈ 6007,6 км.
Остается самое простое. Зная длину базы и параллакс, можно найти расстояние до Венеры: d v = d ⊥ /p v =42±1 млн км. А поскольку известно, что относительное расстояние до Венеры в астрономических единицах равно 0,2887 а. е., то получаем, что 1 а. е. = 147±3 млн км. Точность этих вычислений можно было бы значительно улучшить с помощью снимков более высокого разрешения.
Послесловие
Неудивительно, что первые более-менее точные измерения значения астрономической единицы были сделаны именно с помощью транзита Венеры. Само Солнце было довольно плохим кандидатом для таких наблюдений, так как оно - не точечный объект, и, кроме того, измерения углов в XVIII веке были довольно неточными. По той же причине было довольно сложно измерить параллакс Марса.
Венера сама по себе, которая в нижнем соединении располагается ближе к Земле, чем Марс, тоже не очень удобна. Дело в том, что в такой позиции Венера находится прямо между Землей и Солнцем и поэтому представляет собой тонкую полоску нимба. Да и само Солнце в таком случае сильно затрудняет измерения углового расположения Венеры относительно фоновых звезд. Поэтому парное прохождение Венеры по диску Солнца в 1761 и 1769 годах стало поистине грандиозным событием в мире науки того времени.
С параллаксом и астрономической единицей связана еще одна мера длины, часто встречающаяся в астрофизике и космологии. Как уже отмечалось выше, с помощью метода параллакса астрономы сегодня измеряют расстояния до ближайших объектов вне Солнечной системы (рис. 11)
Из-за обращения Земли вокруг Солнца, изображение звезды на фоне далеких звезд, которые не подвержены (или гораздо слабее подвержены) эффекту параллакса, будет слегка сдвигаться (на параллактический угол). По определению, если параллакс звезды равен 1 угловой секунде - то звезда находится на расстоянии 1 парсека (сокращенно пк), это примерно 3,26 светового года. Иначе говоря, 1 парсек - это расстояние, с которого система Земля-Солнце имеет угловой размер всего лишь в 1 угловую секунду.
Расстояние до ближайшей к нам звезды, Проксимы Центавра, составляет 1,301 парсек. До центра нашей Галактики - 8000 парсек (8 килопарсек). До ближайшей к нам крупной галактики Андромеды - 778 кпк.
В астрофизике и космологии используется именно эта единица измерения расстояний, а не световые годы, как многие думают. В частности, например, постоянная Хаббла по данным телескопа «Планк» примерно равна 68 км/с/Мпк, то есть через каждый мегапарсек (миллион парсек) скорость «убегания» галактик из-за расширения Вселенной возрастает на 68 км/с.
Измерение расстояний в космологии, как уже говорилось выше, это важнейшая проблема, которая на протяжении многих десятилетий стоит перед астрономами.
В основном методом параллакса измеряют расстояния до нескольких сотен парсек. Однако здесь есть и своеобразный рекорд. Он был поставлен телескопом «Хаббл», который смог измерить точный параллакс звезд на расстоянии до 5000 парсек! Для этого телескопу потребовалась разрешающая способность в 20 микросекунд дуги (использовалась техника накопления наблюдений, которая улучшала точность измерения при ограниченной разрешающей способности). Это все равно, что с Земли прочитать надпись на листе бумаги, который держит космонавт на Луне.
Более далекие расстояния измеряются другими способами, например, с помощью стандартных свеч (типа сверхновых, звезд типа RR Лиры , цефеид и т. д.). Проблема в том, что все эти измерения зависят от конкретных моделей, и поэтому не являются независимыми. Для этого их необходимо калибровать на модельно независимых методах, таких как параллакс.
Однако и эти модели имеют свои границы применимости, дальше которых нужны новые методы, которые нужно, опять же, калибровать на старых. Эта система методов, каждая из которых работает на более далеких объектах, но калибруется на близких с помощью предыдущих методов, называется космологической «лестницей» расстояний (см. также статью М. Мусина «Звезда с звездою говорит»). И берет свое начало эта лестница как раз в методе, изученном в этой задаче.
Сколько километров в астрономической единице? Выяснением ответа на этот вопрос мы и займёмся.
Общая информация
Одна астрономическая единица - это расстояние, равное среднему пути, который проходит солнечный луч к Земле. Также в качестве альтернативы может приводиться сообщение, что оно равняется большой полуоси эллиптической орбиты нашей планеты. Оба эти определения верны. Существует несколько вариантов подсчета того, сколько же километров имеют астрономические единицы. Земли и Солнца роль тут исполняют точки А и Б (вспоминаем геометрию и прямую). Существуют классические и новые методы измерения расстояния. Наиболее точным значением, сколько же имеет 1 астрономическая единица, принимают расстояние в 149597870 + 2 километра. В обычных же расчетах используют число в 149 600 тысяч км. Эта величина была получена относительно недавно. Давайте же сейчас разберёмся с классическими методами измерения. После них мы уделим внимание и новым способам получения этой информации.
Классические методы измерения
Прежде чем приступать к работе с их помощью, необходимо было узнать средний радиус Земли. Новейшие методы не требуют знать этого параметра. Для определения среднего радиуса Земли использовался целый комплекс геодезических методов. А сейчас давайте поговорим о простейшем способе измерения астрономической единицы. Он схож с методом засечки, но здесь используется относительно небольшая величина базиса. Из-за этого приходится следить за тем, чтобы чрезвычайно точно были измерены малые углы. Из-за этого часто получали данные сравнительно невысокой точности. Второй метод предполагает использование в расчетах астероида Эрос. Он временами проходит весьма близко от Земли. Тогда его параллаксом почти достигается угловая минута. После чего определяются стороны треугольника ЗЭС, и одна из них - это и есть астрономическая единица.
Новейшие методы измерения
Наибольшее внимание здесь следует уделить радиолокации. Но только уже не морских или воздушных суден, а планет. Рассмотрим такой пример. К произвольной планете (допустим, Венере) радиолокатором посылается сигнал. После отражения от её поверхности он вернётся на Землю. Поскольку нам известна скорость распространения радиоволн (она составляет 299792 километров на секунду) и разность моментов отсылки и получения сигнала, то измерить расстояние не составит труда. Для этого необходимо будет умножить время путешествия туда и назад на скорость. Таким образом можно измерять расстояние между различными объектами. Но при этом существуют определённые специфические особенности. Рассмотрим один пример, в котором нам будет помогать Венера. Так, когда она находится на максимальном видимом удалении от нашей звезды, её орбитальное движение с точки зрения земного наблюдателя будет идти по лучу зрения. Благодаря эффекту Доплера частота сигнала, который вернется, будет меняться пропорционально орбитальной скорости исследуемого объекта, в данном случае Венеры. Благодаря этому мы сможем узнать не только то, как быстро передвигается эта планета, но и сколько оборотов за определённое количество времени она делает. Правда, полученное значение будет измеряться (весьма вероятно) в долях или нескольких астрономических единицах. Ещё один новый способ определения расстояния - это анализ движения автоматической межпланетной станции, расстояние к которой может быть вычислено при выходе на связь.
Заключение
Вот теперь известно, что одна астрономическая единица - это расстояние от Земли и к Солнцу. Увы, но даже пока преодоление таких относительно небольших расстояний является проблематическим для человека (хотя и не останавливает наших механических автоматизированных помощников). Следует отметить, что это не единственная единица, которая используется при измерении. Кроме неё, широкое распространение получили световой год и парсек. Первое понятие довольно часто употребляется, поэтому на нём останавливаться не будем. Под парсеком же подразумевают немногим больше 206 тысяч астрономических единиц. В качестве альтернативы могут приводить и значение на 3,26 светового года. Наибольшее распространение получили их увеличения. Так, к центру нашей галактики «всего» 8 килопарсек. Но нам, людям, пока ещё нужно освоить хотя бы перемещения на такие относительно небольшие космические расстояния, как астрономическая единица.
