Astronomiya

Günəşə olan məsafəni ölçmək üçün hansı alətlərdən istifadə olunur?

Günəşə olan məsafəni ölçmək üçün hansı alətlərdən istifadə olunur?

18-ci əsrdə Veneranın keçidlərindən istifadə edərək Günəşə olan məsafə ölçülmüşdür. Günümüzdə radar impulslarının vaxtı günəş sistemimizdəki şeylərin məsafəsini ölçmək üçün istifadə olunur. Bu ölçümü həyata keçirmək üçün hansı alətlərdən istifadə olunur? Nəyə bənzəyirlər (şəkillər üçün bonus xalları)? Günəşin məsafəsini ölçməyə həsr olunmuş "radar silahları" olan rəsədxanalar varmı?


Radio teleskoplarına bənzəyirlər, çünki bunlar budur.

Bəzi radio teleskopları qəbul etmək əvəzinə ötürmək üçün təchiz edilmişdir, əks olunan siqnalı qəbul etmək üçün fərqli bir radio teleskopundan istifadə etmək lazımdır. Digər radio teleskoplar impulslu şəkildə ötürülmək və almaq üçün təchiz edilmişdir. Bunlar ayrı bir vericinin köməyi olmadan radar astronomiyası üçün istifadə edilə bilər.


Günəşə olan məsafəni ölçmək üçün hansı alətlərdən istifadə olunur? - Astronomiya

Ayın diskinin nə qədər geniş olduğunu (dərəcə ilə) necə ölçərdim? Göy kürəsini 360 dərəcə bölə bildiyimizdən istifadə edə bilərəmmi? Dolunayın hər iki tərəfi ilə düzülmək üçün 2 sim qurmağı, sonra ayın bir tərəfinin digər simə çatma müddətini (t) ölçməyi düşünürdüm. X / 360deg = t / 24 h nisbətindən istifadə edərək ayın görünən diametrini (x) hesablaya bilərdim.

Ayın ölçüsünü necə ölçmək barədə düşüncəniz maraqlıdır, ancaq dəqiq ölçmələr aparmaq üçün çox diqqətli olmalısınız. Verdiyiniz düsturda x / 360 = t / (24h50min) etməlisiniz, çünki Ayın göydəki eyni nöqtəyə qayıtması 24 saatdan çox çəkir. İkincisi, niyə iki ipə ehtiyacınız olduğunu anlamıram. Biri çatmazmı? yalnız Ayın hər tərəfi ilə onun arasından keçən vaxtı ölçürsən. Görə biləcəyim ən problemli şey budur ki, Ay bir az diaqonal yolla getsə, yaxşı bir ölçü əldə etməyəcəksiniz. Buna görə təcrübənizi etmək üçün ən yaxşı vaxt Ayın səmadakı ən yüksək nöqtəsində olduğu zaman olacaq, buna görə kifayət qədər düz gedir (Gecə yarısı Dolun olduğu zaman ən yaxşı vaxt olardı).

Təcrübənizin nəticələrini başqa bir şeylə müqayisə etmək istəyirsinizsə, sizə həm Ayın, həm də Günəşin diametrini ölçməyə imkan verəcək çox sadə bir alət qurmağı sizə deyirəm. Bir qutu, bir cetvel, bir az alüminium folqa və bir iynə lazımdır. Quracağınız cihaz günəş tutulmasına baxmaq üçün istifadə etdiyiniz cihazla eynidir. Sizə necə edəcəyimi izah etmək üçün bir şeylər çəkə bilmədiyim üçün bunu açıq şəkildə izah edən bu veb səhifəyə baxın.

Bir qutu yetərincə uzun tiksəniz, d adlandıracağımız Günəş (və ya Dolunay) şəklinin diametrini ölçə biləcəksiniz və qutunuzun uzunluğunu da l biləcəksiniz. Buradan həqiqi diametri əldə edə bilərsiniz: D = L * d / l, burada L obyektə olan məsafədir: Günəş üçün L = 150 000 000 km, Ay üçün L = 384 000km. İstəsəniz, açısal diametri teta hesablayaraq teta = (d * 180) / (l * Pi) edə bilərsiniz. Həm Günəş, həm də Ay üçün təxminən 1/2 dərəcə almalısınız.

Bu Ay üçün yaxşı bir nəticə vermirsə, bunun başqa bir yolunu da düşünə bilərəm. Pəncərənizə bir sikkə yapışdırın və ipin bir ucunu da sikkənin yan tərəfinə yapışdırın. Sonra bir gözlə baxın və ipi gözünüzün kənarında tutun, sikkə Dolunayı tam bloklayana qədər pəncərənizdən geri dönün. İndi l həmin nöqtədə sikkə ilə gözünüz arasındakı ipin uzunluğu və d diametri d olacaqdır. Ayın diametrini hesablamaq üçün yuxarıdakı fomulalardan istifadə edə bilərsiniz.

Bu veb sayt eyni şeyi ölçmək üçün başqa (biraz daha mürəkkəb) bir metod təqdim edir.

Təcrübələrinizlə əylənin!

Bu səhifə son dəfə 28 iyun 2015-ci ildə yeniləndi.

Müəllif haqqında

Amelie Saintonge

Amelie, radio xəritələrindən qalaktikaların siqnallarını aşkarlamaq yolları üzərində işləyir.


Günəşə olan məsafəni ölçmək üçün hansı alətlərdən istifadə olunur? - Astronomiya

Astronomlar Günəşin Yerdən məsafəsini və ya Günəşin həqiqi ölçüsünü və ya Yerin Günəş ətrafında öz orbitində hərəkət sürətini necə hesablayırlar? Aydındır ki, bu suallardan birinin cavabından başqalarına cavab tapmaq olar. Bəs ilk cavabı necə tapa bilərik?

Qisa versiya: Əslində ölçdüyümüz şey, Yer kürəsindən Venera kimi başqa bir cismə qədər olan məsafədir. Sonra planetlərarası məsafələr arasındakı əlaqələr haqqında bildiklərimizi Yer-Günəş məsafəsinə qədər ölçmək üçün istifadə edirik. 1961-ci ildən bəri planetlərarası məsafələri ölçmək üçün radardan istifadə edə bildik - başqa bir planetdə (və ya ayda və ya asteroiddə) bir radar siqnalı ötürürük və radarın əks-sədasının qayıtmasının nə qədər vaxt aldığını ölçürük. Radardan əvvəl astronomlar başqa (daha az birbaşa) həndəsi metodlara etibar etməli idilər.

Dünya ilə Günəş arasındakı məsafəni ölçmək üçün ilk addım Yerlə digər planetlər arasındakı nisbi məsafələri tapmaqdır. (Məsələn, Yupiter-Günəş məsafəsinin Yer-Gün məsafəsinə nisbəti nə qədərdir?) Beləliklə, Dünya ilə Günəş arasındakı məsafənin "a" olduğunu söyləyək. İndi Veneranın orbitini nəzərdən keçirin. İlk təqribən Yer və Venera orbitləri Günəş ətrafında mükəmməl dairələrdir və orbitlər eyni müstəvidədir.

Aşağıdakı diaqrama nəzər yetirin (miqyaslı deyil). Venera orbitinin təsvirindən Günəş-Venera-Yer bucağının 90 dərəcə olduğu iki yer olduğu aydın olur. Bu nöqtələrdə Yerlə Veneranı birləşdirən xətt Veneranın orbitinə bir toxunuş olacaq. Bu iki məqam ən böyük uzanma Veneradan və Veneranın göydə görünə biləcəyi Günəşdən ən uzaqdır. (Daha rəsmi olaraq, Venerayla Günəş arasındakı açısal ayrılığın Yerdən göründüyü kimi mümkün olan maksimum dəyərinə çatdığı iki nöqtə bunlardır.)

Bunu başa düşməyin bir başqa yolu da Veneranın Günəşə nisbətən göydəki hərəkətinə baxmaqdır: Venera Günəşin ətrafında dövr etdikcə göydə Günəşdən daha da uzaqlaşır, Günəşdən maksimum aydın ayrılığa çatır. ən böyük uzanma) və sonra yenidən Günəşə doğru getməyə başlayır. Yeri gəlmişkən, Veneranın günəşin batmasından təxminən üç saatdan çox axşam səmasında və ya günəşin doğuşundan üç saat əvvəl səhər səmasında görünməməsinin səbəbi budur.

İndi Veneranı göydə bir sıra müşahidələr edərək ən böyük uzanma nöqtəsini müəyyənləşdirmək olar. Göydəki Günəşlə Venera arasındakı bucağı ən böyük uzanma nöqtəsində də ölçmək olar. Diaqramda bu bucaq düz bucaqlı üçbucaqda "e" kimi qeyd olunan Günəş-Yer-Venera bucağı olacaqdır. İndi trigonometriyadan istifadə edərək Yerlə Venera arasındakı məsafəni Yer-Günəş məsafəsi baxımından təyin etmək olar:

(Yerlə Venera arasındakı məsafə) = a × cos (e)

Eynilə, bir az daha çox trigonometriya ilə:

(Venera ilə Günəş arasındakı məsafə) = a × sin (e)

Veneranın ən böyük uzanması təxminən 46 dərəcədir, buna görə Günəş-Venera məsafəsi Günəş-Yer məsafəsinin təxminən 72% -ni təşkil edir. Bənzər müşahidələr və hesablamalar Günəşlə Merkuri arasındakı nisbi məsafəni verir. (Bununla birlikdə, Mars və xarici planetlər daha mürəkkəbdir.)

Tarixən, Dünya-Günəş məsafəsini təxmin etmək üçün həndəsədən istifadə edən ilk bilinən şəxs qədim Yunanıstanda Aristarchus (e.ə. 310-230). Ay və Yer arasındakı məsafəni, Yerlə Günəş arasındakı məsafəni çıxarmaq üçün Ay yarım işıqlandıqda Günəşlə Ayın açısal ayrılmasını ölçdü. Düşüncəsi düzgün idi, ancaq ölçmələri doğru deyildi. Aristarx Günəşin Aydan on doqquz dəfə, əslində Aydan 390 qat daha uzaq olduğunu hesabladı.

Başqa bir qədim yunan astronomu Eratosthenes (MÖ 276-194), Yerlə Günəş arasındakı məsafəni ya 4.080.000 stadyum ya da 804.000.000 stadyum olaraq qiymətləndirdi. Eratosthenesin dəyərinin düzgün tərcüməsi ilə bağlı fikir ayrılığı və Eratosthenes tərəfindən stadionun hansı uzunluğunda istifadə edildiyi ilə bağlı fikir ayrılığı mövcuddur. Müxtəlif mənbələr müasir vahidlərə çevrilən stadionun (stadion və ya stad adlanır) uzunluğunun 157 ilə 209 metr arasında olduğunu təxmin edirlər. Belə olduqda, 4.080.000 stadyum hansının bir tərifini seçməsindən asılı olmayaraq, Yer-Günəş məsafəsinin% 1-dən azdır. Bununla birlikdə, 804.000.000 stadion 126 milyon ilə 168 milyon kilometr arasındadır - bu, təxminən 150 milyon kilometrlik Dünya-Günəş məsafəsini əhatə edir. Beləliklə, Eratosthenes Yer-Günəş məsafəsi üçün olduqca dəqiq bir qiymət tapmış ola bilər (bəlkə də bir qismət olsun), amma dəqiq deyə bilmərik.

Yer-Günəş məsafəsinin ilk ciddi və dəqiq elmi ölçüsü 1672-ci ildə Marsın paralaks ölçmələri ilə Cassini tərəfindən aparılmışdır. O və başqa bir astronom Marsı eyni vaxtda iki yerdən müşahidə etdilər. Bir əsr sonra Veneranın keçidlərinin bir sıra müşahidələri daha yaxşı bir qiymətləndirmə təmin etdi.

1961-ci ildən bəri Veneraya olan məsafə birbaşa, bir sıra radio dalğalarının Yerdən ötürüldüyü və Veneradan sıçrayıb Yerə qayıtdıqdan sonra alındığı radar ölçmələri ilə təyin edilə bilər. Radar əks-sədasının geri qayıtması üçün çəkilən vaxtı ölçərək məsafə hesablana bilər, çünki radio dalğaları işıq sürəti ilə hərəkət edir. Bu Yer-Venera məsafəsi məlum olduqda, Yerlə Günəş arasındakı məsafəni hesablamaq olar.

Qeyd etdiyiniz kimi, Yerlə Günəş arasındakı məsafə məlum olduqda, bütün digər parametrləri hesablamaq olar. Yerdən göründüyü kimi Günəşin bucaq diametri 0,5 dərəcə olduğunu bilirik. Yenə də trigonometriyadan istifadə edərək Günəşin radiusu və ya diametri Yerlə Günəş arasındakı məsafədən a, 2 × R olaraq hesablana bilər.günəş = qaralma (0,5 dərəcə) × a. Ayrıca, Yer kürəsinin Günəşi bir dəfə dövr etməsi üçün çəkdiyi vaxtı (P = 1 il) və bu müddətdə Yerin keçdiyi məsafəni bildiyimiz üçün (Yerin orbiti təxminən dairəvi olduğu üçün təxminən 2πa). v = (2πa) / P olaraq Yerin ortalama orbit sürəti.

Hər halda, müvafiq nömrələr:

Yer-Günəş məsafəsi, a = bir Astronomik Vahid (AU) olaraq təyin olunan təxminən 150 milyon km
Günəş radiusu, Rgünəş = təxminən 700.000 km
Yerin orbital sürəti, v = təxminən 30 km / s

  1. NASA Space Place: Elm adamları planetlərin arasındakı məsafəni haradan bilirlər?
  2. Müəllimlərin Kainata Kılavuzu: Parallax, NASA-nın Qeybi Görməkdən:Planetar Radar Astronomiyası Tarixi
  3. Günəş Fizikası Tarixində Böyük Anlar: Günəşə olan məsafə (Kitab XV, Fəsil LIII) Qeysəriyyə Eusebiusun tərcüməsi, E.H. Gifford. LIII Fəsildə: "Eratosfen: Günəşin Yerdən məsafəsi dörd milyon səksən min staddır" J.J. MacTutor Riyaziyyat Tarixindən O'Connor və E.F. Robertson, Vikipediyadan (orijinaldan arxivlənmişdir)

Və digər "Astronomdan soruş" saytlarında oxşar sualların cavabları olan bəzi linklər:

    NASA Goddard Kosmik Uçuş Mərkəzinin "Astrofizikdən soruş" saytındakı Lick Rəsədxanasından (bax: məsafələrin astronomiyada ölçülməsinin yolları nədir? Və qədimdəki planet və ulduz məsafələrini necə ölçdülər?) Phil Plaitin Bad Astronomy blogundan

Bu səhifə son dəfə 30 Yanvar 2016-cı il tarixində Sean Marshall tərəfindən yeniləndi.

Müəllif haqqında

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep, Arecibo radio teleskopu üçün 6 ilə 8 GHz arasında işləyən yeni bir qəbuledici hazırladı. Galaxy-də 6.7 GHz metanol maserləri üzərində işləyir. Bu maserlər kütləvi ulduzların doğulduğu yerlərdə olur. 2007-ci ilin yanvarında Cornell-dən doktorluq dissertasiyasını almış və Almaniyada Max Planck Radio Astronomiya İnstitutunda doktoranturada çalışmışdı. Bundan sonra Hawaii Universitetindəki Astronomiya İnstitutunda Submillimeter Postdoctoral Təqaüdçüsü olaraq çalışdı. Cagadheep hazırda Hindistanın Kosmik Sektor və Texnologiya İnstitutundadır.


Astronomik Vahid (AU) nədir? (şəkillərlə)

Astronomik vahid (AU), Astronomiyada tez-tez istifadə olunan, Yerlə Günəş arasındakı məsafəyə bərabər olan bir məsafə ölçüsüdür. Daha geniş yayılmış ölçü vahidləri baxımından, AU təxminən 93 milyon mil (150 milyon km) -ə bərabərdir və ya məsafənin işığı səkkiz dəqiqədən biraz çox vaxt qət edir. AU simvolu ən çox astronomik birliyi təmsil etmək üçün istifadə olunur, lakin bunun əvəzinə UA-nı daha az istifadə edə bilərsiniz.

İnsanlar Yerlə Günəş arasındakı məsafəni çoxdan hesablayırlar. Bir çox yunan ölçüləri ilə qarşılaşdı, əksər hallarda olduqca böyük fərqlə səhv edildi. Yunan Eusebius, astronomik birliyin müasir ölçüsünə təəccüblü dərəcədə yaxın bir ölçü tapdı. Əsərlərindən birində bunu 804 milyon stadion olaraq qiymətləndirdi. Yunan ölçü vahidi olan stadi, təxminən 605 ilə 625 fut arasındadır (85-90m), təxminlərini 92 ilə 95 milyon mil (149-153 milyon km) arasındadır.

17-ci əsrin sonunda AU-nun rəsmi olaraq Yerin orbitindəki iki fərqli nöqtədə Marsın yerləşməsindən istifadə edərək təqribən 87 milyon mil (140 milyon km) olduğu təxmin edildi. 18-ci əsrin sonunda, Veneranı günəşin üzünə keçərkən ölçmə nöqtəsi olaraq istifadə edərək bir metod düşünülmüşdü. Bu üsul daha dəqiq bir rəqəm meydana gətirdi. 20-ci əsrin əvvəllərində Yer kürəsindən bir asteroid keçdi və astronomik vahid üçün daha dəqiq bir rəqəm hesablandı.

20-ci əsrin ortalarında və 21-ci əsrdə müxtəlif ölçmə texnologiyalarındakı inkişaflar AU-nu daha da dəqiqləşdirərək daha dəqiq ölçmələrin aparılmasına imkan verdi. Kosmik zondlar və peyklərdən istifadə edərək keçmişdə olduğundan daha yüksək dərəcədə dəqiqliklə müasir təriflər yaradıldı. 1976-cı ildə daha inkişaf etmiş bir tədbir almaq üçün astronomik vahidin həqiqi tərifi yeniləndi. Bəlkə də ən dəqiq tərif, bir hissəcikin orbitə çıxması üçün bir Gauss ilini (365.2568983 gün) alacağı Günəşin tam mərkəzindən məsafə olaraq verilə bilər. Əgər bu qarışıq görünürsə, sadəcə astronomik birliyin Yerin mərkəzindən Günəşin mərkəzinə qədər olan məsafə olduğunu söylədiyiniz kimi düşünün.

Bu tərifdə və ən müasir ölçmələrdə əldə edilən AU üçün həqiqi rəqəm təxminən 92.955.807 mil (149.597.870.691km) təşkil edir. Bu rəqəm 1996-cı ildə qəbul edilmişdir və təxminən 10 fut (təxminən 3m) məsafədə dəqiq hesab olunur.

Astronomik vahid yalnız astronomlar üçün deyil, həm də öz günəş sistemlərimizdəki nisbi məsafələrdə bir iş görməyə çalışan normal insanlar üçün də faydalı ola bilər. Planetlər arasındakı məsafələr mil və ya kilometrlə verildiyi zaman bir iş görmək üçün çox böyük görünə bilsə də, astronomik vahidlərlə verildikdə aralarındakı əlaqələri görmək daha asan olur. Məsələn, Dünya əlbəttə ki, Günəşdən 1AU uzaqda olsa da, Ay Yerdən yalnız 0.0025AU məsafədədir. Və olduqca uzaqda olduğumuzu düşündüyümüz Yupiter Günəşdən 5AU-dan biraz çox olsa da, Pluton 40-50AU arasında böyük bir məsafədədir. Və bu uzun bir yol kimi görünsə, öz günəş sistemimizə ən yaxın ulduzun 268,000AU məsafədə olduğunu düşünün.


16-cı əsr İngiltərəsində naviqasiya və əlaqəli alətlər

XVI əsrin şəfəqlərinə qədər, yerlərini işarələr olmadan tapmaq, kəşf etdikləri yerləri müəyyənləşdirmək və yeni tapılmış torpaqlar arasında yollar qurmaq lazım olan okean tədqiqatçılarına cavab olaraq qədim naviqasiya sənəti sürətlə inkişaf etməyə başlamışdı. və ev. Bəzi səma cisimlərinin günün saatı və yerdəki istiqamətlərlə əlaqəsi qədim dövrlərdən bəri bilinsə də, XVI əsrin ilk iki onilliyi astronomiya və riyaziyyatın gəmiçiliyə ciddi şəkildə tətbiq olunduğunu gördü. Yeni öyrənmə Yeni Dünya ilə tanış oldu.

Kum saatı, quadrant, pusula və dəniz xəritəsi kimi vasitələr effektiv naviqasiya üçün vacib idi.

Naviqasiya əsasən sferik koordinatlara əsaslanır enlik - ekvatorun şimal və ya cənub dairəvi məsafəsi - və uzunluq - Greenwich Rəsədxanası kimi ümumi qəbul edilmiş istinad yerindən şərqə və ya qərbə açısal məsafə. Uzunluğu tapmaq üçün bir səma cismi ilə ölçülən yerli vaxtın yerli bir saat ilə saxlanılan bir istinad yeri ilə müqayisə edilməsi lazımdır. Mexanik zaman parçaları Elizabethan dövründə mövcud idi, lakin on səkkizinci əsrin sonlarına qədər günəş mənzərələri ilə tez-tez düzəldilməli idilər və buna görə gəmidə demək olar ki, yararsız idilər. Genişliyi ölçmək isə dəqiq bir zaman parçası tələb etmir. Alətlərin zərifləşdirilməsi on altıncı əsrin dənizçilərinə genişliyi ağlabatan dəqiqliklə təyin etməyə imkan verdi. Latitude bu səbəbdən Elizabethan naviqasiyası üçün son dərəcə vacib idi.

Enlem-boylam sistemini tam olaraq istifadə edə bilməyən XVI əsr naviqatorları rho-teta (məsafə və hesablanan) sistemi ilə genişliyi tamamladı - ölü (çıxarıldıqdan) hesablaşma. Bilinən və ya qəbul edilmiş bir mövqedən başlayaraq, dənizçi bacardığı qədər gəminin başlığını və sürətini, okean axınlarının sürətlərini və gəminin sərbəst (aşağı) sürüşməsini və hər bir başlığa sərf olunan vaxtı ölçdü. Bu məlumatlardan etdiyi kursu və qət etdiyi məsafəni hesablaya bildi. Ölü hesablama, savadlı təxminlər sayəsində çox vaxt çox dəqiq olur. Hələ də gəmilərdə və təyyarələrdə tətbiq olunur və müasir doppler və atalet naviqasiya avadanlığının mərkəzindədir. Səhvlər ölü hesablaşmada toplanmağa meyllidir, buna görə də dəqiqliyi qismən səyahətin uzunluğundan və naviqatorun səhvləri məhdudlaşdırmaq üçün enli və digər məlumatları istifadə etmək qabiliyyətindən asılıdır. Ancaq hər şeydən əvvəl ölü hesablama etibarlı alətlərdən asılıdır.

Genişliyi ölçmək üçün alətlər

The səma kürəsi yerin əvəzinə göyləri əks etdirən monte edilmiş bir kürə idi. Bir çoxu özəl kitabxanaları lütf etmək üçün hazırlandığı halda, bəziləri naviqasiya alətləri kimi istifadə edilmişdir. Gerardus Mercator tərəfindən 1569-cu ildə enlik və uzunluq meridyenlərinin paralellərinin göstərildiyi praktik, əlverişli dəniz xəritələrinin tətbiqi ilə bahalı və incə səma kürəsi tədricən istifadədən çıxdı.

Bir gəmi göyərtəsində bir astrolab istifadə etmək çətin ola bilər. Sallanan bir gəmidə çətin ola biləcək dəqiqlik tələb olunurdu.

The astrolabe üfüq ilə Şimal Ulduzu, Qütb Ulduzu və ya Stella Maris (Dəniz Ulduzu) adlanan Polaris arasındakı bucağı ölçərək genişliyi təyin etmək üçün istifadə edilmişdir. Qütb şimal səma qütbündən (coğrafi şimal qütbünün birbaşa üstündəki göydəki nöqtə) bir dərəcədən az olduğu üçün genişliyi ölçmək üçün üstünlük verilən ulduz idi.

Astrolabe, XI əsrə qədər tapılmış bəzi qədim Fars modellərinin bir alətidir və Chaucer bir yazı yazdı. Risalə 1300-cü illərin sonlarında. Elizabethan dövrünə qədər, an ilə təchiz edilmiş böyük bir pirinç üzükdən ibarət idi alidade və ya görmə qaydası. İstifadəçi astrolyabı yuxarıdan bir döngə ilə tutdu, ulduzu uzunluğu boyunca görə bilməsi və üzüyə həkk olunmuş tərəzidən hündürlüyü oxuması üçün alidadı çevirdi - ağır gəminin göyərtəsində yerinə yetirilməsi çətin tapşırıqlar. Qeyri-dəqiq ölçmənin nəticələri ciddidir (yalnız bir dərəcə oxuyan enlem, 60 dəniz mili mövqeyində bir səhv əmələ gətirir), bu səbəbdən dənizçilər astrolabı tez-tez cüt-cüt istifadə edirdilər, biri alidade boyunca görmə, digəri aləti sabitləşdirmək və götürmək üçün oxunuşlar. Ancaq sahildə astrolabenin istifadəsi daha asan və daha dəqiq idi.

The kvadrant, dörddə bir dairə şəklində, başqa bir əl və ya taxta alətdir. İstifadəçi Polarisin hündürlüyünü gözdən keçirən bir deşiyə baxaraq və qısamüddətli bir xəttin qövsün xarici kənarındakı tərəzi ilə kəsişdiyi bir oxunuşla ölçdü.

The işçi heyəti X əsr ərəbindən inkişaf etmişdi kamal. Dörd sürüşmə çarpaz və ya uzunluqlu eninə enmələri olan, ölçüləri olan, 3,5-4 fut uzunluğunda bir kvadrat kadrdan ibarət idi. Hər dəfə yalnız bir transversal istifadə edildi, seçimi göydəki cismin göydəki hündürlüyünə əsaslanır - bədən nə qədər yüksəkdirsə, eninə də o qədər uzanır. İstifadəçi heyətin ucundan gözünə tutdu, sonra enini uzağa sürüşdürdü və yuxarı və aşağı kənarları, uyğun olaraq müşahidə olunan bədənə və üfüqə toxunduğu görünənə qədər irəli və irəli hərəkət etdi. Transversalın miqyasdakı yeri bir cədvəllə enlik dərəcəsinə çevrildi.

Polaris tez-tez buludlar, duman və ya gün işığı ilə örtülür və Cənubi yarımkürədə hər kəs üçün üfüqün altındadır. Qaranlıq üfüqi tapmaqda çətinlik çəkir. Beləliklə, naviqatorlar astrolabe, quadrant və cross-staff-dan günəşlə istifadə etməyi öyrəndilər. İstifadəçinin özünü kor etməməsi üçün siqaret çəkilmiş bir şüşə parçası tez-tez istifadə olunurdu. Kilid və açar altında, yalnız kapitan və pilot tərəfindən istifadə üçün çox yüksək qiymətləndirilmişdir meyl masaları və ya astronomik qrafiklər ilin hər günü üçün günortadan sonra ekvator üzərindəki günəşin hesablanmış yüksəkliklərini göstərmək.

Yuxarıda göstərilən alətlər əvəzolunmaz məlumatlar vermişdi, lakin bunların istifadəsi səma cisimlərinin görünməsindən asılı idi. Nəticədə, dənizçilər etibar etdilər maqnit kompas, XI əsrdə Çinlilər və XII əsrdə avropalılar tərəfindən, ehtimal ki, müstəqil olaraq hazırlanmış bir alət. Gündüz və ya gecə, ədalətli hava və ya qayda pozuntusu, Şimali və ya Cənubi yarımkürə, kompas həmişə az və ya çox şimala işarə edir. Əvvəlcə kompaslar əsasən külək istiqamətini ölçmək üçün istifadə olunurdu, lakin dənizçilər qısa müddətdə mal taparkən istifadə etdikdə onları daha faydalı tapdılar.

Tipik bir XVI əsr kompası, bir neçə istiqamətin çəkildiyi dairəvi bir kartın altına bərkidilmiş böyük bir maqnitlənmiş iynədən ibarət idi. Pusula bəzən deyildiyi kimi yüksəldi, ümumiyyətlə 11,25 dərəcə aralığında otuz iki nöqtə var idi - şimal, şimal şərq, şimal şimal-şərq və s. (Dənizçilər karyeralarının əvvəlində "pusula qutusuna" yani bütün nöqtələri sırayla oxumağı öyrəndilər.) İynə sərbəst dönməsini təmin etmək üçün incə bir pirinç sancaq üzərində döndü. Pusula kartı, gəmilər tərəfindən dayandırıldı (konsentrik montaj halqaları), bu da gəminin hərəkətindən asılı olmayaraq kartın bir səviyyədə qalmasına imkan verdi. Mexanizm, a adlanan kiçik bir şkafa yapışdırılmış üstü açıq qutuda saxlanılırdı bittacle (daha sonra binnacle), sükan qarşısındakı göyərtəyə sabitləndi. Pusula iynəsini yenidən maqnitləşdirmək üçün bir lodestone və ya təbii olaraq maqnit dəmir filizi parçası istifadə edildi.

Christopher Columbus, pusulanın "hər zaman həqiqəti axtardığını" söylədi. Müasir giroskopik kompasdan fərqli olaraq, maqnit pusula həmişə həqiqi şimal axtarmır. Maqnetik qütb dünyanın zirvəsində deyil, Kanada Arktikasında daim dəyişən bir məsafədədir. Yerin maqnit sahəsindəki yerli dəyişikliklər, fərqli nöqtələrdə fərqli səhvlər meydana gətirir. Bu həqiqət on beşinci əsrdə tanındı. Şimali Ulduz həqiqi şimala yaxşı bir yaxınlaşma verir, buna görə də pusula dəyişkənliyini Elizabet dövründə də ölçmək asan idi. 1582-ci ildə Sir Humphrey Gilbert tərəfindən planlaşdırılan Atlantik səyahətinə dair təlimatlarda "Pusula dəyişməsi üçün alət" də daxil olmaqla bir çox naviqasiya mexanizminin siyahısı verilmişdir. Onun "Briefe və True Report" (1588), Lane koloniyasının baş elmi işçisi Thomas Harriot (1585-1586), qeyd edir "Riyaziyyat alətləri," şübhəsiz ki, belə bir cihaz daxil edən. Bəzi dənizçilər yerli pusula dəyişikliyini nəzərə almaq və kartın həqiqi şimal tərəfini göstərmək üçün iynəni kompas kartına taxdılar. Bu təcrübə, xüsusən dənizçilər tanımadığı gəmiləri üzməyə cəhd etdikdə və ya gəmilərə dəniz kənarında səyahət etdikdə problem yaratdı. (Məsələn, Böyük Britaniyada tapılan şərq dəyişikliyinə görə düzəldilmiş pusulalar, qərbi dəyişikliyi olan Şimali Amerikanın bəzi yerlərində qənaətbəxş göstəricilər vermədi.) Fərqli dəyişmə dərəcələri üçün fərqli bucaqlara quraşdırılmış iynələri olan bir neçə dəyişdirilə bilən kartların istifadəsi qarışıqlığı azaltmağa çox az təsir göstərdi.

Vaxtın ölçülməsi üçün alətlər

Ölülərin hesablanması üçün dəqiq vaxt vacibdir. Su saatları (clepsydras) və portativ günəş saatları gəmidə açıq mənfi cəhətlərə məruz qaldılar, buna görə də qum şüşəsi və ya qum saatı naviqasiyada ən çox istifadə olunan saat idi. Ən çox yayılmış eynək dörd saat və yarım saat ölçüləri idi. Dənizdəki günlər altı dörd saatlıq növbə və ya saata bölündü. Bir gəmi uşağı yarım saatlıq stəkana diqqətlə baxdı, qum dolan kimi onu çevirdi və göyərtədəki hamının eşitməsi üçün bir zəng vurdu və ya vurdu. Dörd saatın sonunda dörd saatlıq stəkanı çevirdi. (Buna görə də bir çox gəmidə hələ də istifadə olunan zənglər və saatlar sistemi.) Qumun toxuması, axınının sürətinə təsir göstərə bilər, şüşə içindəki kondensasiya da ola bilər, buna görə dəqiqlik üçün bir neçə eynək birlikdə istifadə olunurdu.

Şüşə ilə birlikdə istifadə edilmişdir giriş, a taxta bir parça xətt vahid aralıqlarla düyünlənmişdir. Bir dənizçi gəminin arxasından logu qaldırdı və gəmi uzaqlaşdıqda xəttin sərbəst ödənişinə icazə verdi. Dənizçi ilk düyünün barmaqlarından keçdiyini hiss etdikdə, bir dəqiqəlik stəkanı çevirən başqa bir dənizçiyə siqnal verdi. Birinci dənizçi qum bitənə qədər keçən düyün sayını ucadan saydı. Bir dəqiqəlik bir taymer (saatın altmışda bir hissəsi), dəniz mili ilə altmışdan birinin arasına düyünlər və sadə arifmetik gəminin sürətini saatda dəniz millərində asanlıqla verirdi ("düyünlər").

The gecə iki konsentrik lövhə və ya taxta lövhədən ibarət idi, ilin aylarına uyğun olaraq on iki bərabər hissəyə bölündükcə, günün saatlarına uyğun kiçik olan iyirmi dörd hissəyə bölündü. Görmə mexanizmini Polaris və ya Ursa Major ya da Ursa Minor'da müəyyən ulduzlarla düzərək, gecə vaxtını ağlabatan dəqiqliklə təyin edə bilər.

Qrafiklər gəmiçiyə yalnız hara getdiyi barədə bir fikir vermədi, həm də keçmiş və indiki mövqelərini qurma vasitəsi verdi. Kartoqraf və dənizçilər eyni uzunluqları dəqiq müəyyən edə bilməmək kimi eyni problemlərə dözdülər. Nəticə etibarilə, XVI əsrin əksər qrafikləri müasir standartlara görə çox dəqiq deyildi. İşi daha da pisləşdirmək üçün kartoqraflar tez-tez bir-birlərindən kopyalayırdılar, etibarsız mənbələrdən məlumat istifadə edirdilər və əhatə dairəsindəki boşluqları doldurmaq üçün öz təsəvvürlərinə güvənirdilər.

The traverse board bir saat ərzində gəmi tərəfindən idarə olunan marşrutu təqribən təyin etmək üçün istifadə edilmişdir. Pusula nöqtələrinin boyandığı dairəvi bir ağac parçasından ibarət idi. Səkkiz kiçik çuxur radius boyunca hər nöqtəyə bərabər şəkildə yerləşdirildi və səkkiz kiçik dirək taxtanın mərkəzinə iplə yapışdırıldı. Hər yarım saatda bir dirəkdən biri gəminin bu yarım saat ərzində saxladığı mövqeyə ən yaxın olan pusula nöqtəsi üçün növbəti uğurlu çuxura ilişdi. O saatın sonunda dirəklərin mövqeyindən ümumi bir yol müəyyən edildi. Uzun və xəttdən gələn sürət məlumatları ilə şpal lövhəsi, bu günə qədər təyyarələrdə istifadə olunanları xatırladan kobud hesablama kompüteri rolunu oynadı.

Dərinlik və dəniz yatağı xüsusiyyətlərini tapmaq üçün istifadə olunur qurğuşun və xətt qədim, lakin olduqca faydalı bir naviqasiya yardımı idi. Tərkibində bərabər məsafəli düyünlər və ya içərisinə işlənmiş rəngli parça parçaları olan bir xəttə yapışdırılan səslənən bir qurğuşundan ibarət idi. Qurğuşun kənara atıldı və dənizin dibinə batmasına icazə verildi. Hər nişan fərqli idi və ardıcıl nişanlar arasındakı məsafə sabit idi, beləliklə suyun dərinliyini asanlıqla ölçmək ("nişanla") və ya təxmin etmək ("dərinliklə") ola bilər. Gəmiyə çəkildikdə, qurğuşun, altındakı kiçik bir çökəkliyə yığılmış yağı sayəsində, təhlükəsiz bir lövbər tapmaq üçün faydalı olan dəniz yatağından bir nümunə gətirdi.

Bir naviqasiya aləti olmasa da boatswain borusu çox dəyərli bir vasitə idi. Bu özünəməxsus formalı fit gəmiçi tərəfindən (sifariş 16-cı əsrdə büzülmə bos'ndan istifadə edilməmişdi) gəmi boyunca sifariş vermək üçün istifadə olunurdu. Yüksək səsli səsi, ümumiyyətlə, küləyin ulamasından da yüksək səviyyədə işləyən heyət üzvlərinə eşidildi.

The gəmi log kursların, sürətlərin, səsləndirmələrin və digər müvafiq məlumatların bir qeydini ehtiva edirdi. Yaxşı bir jurnal naviqatorun ölü hesabını yoxlamasına imkan vermək üçün kifayət qədər dəqiq və hərtərəfli idi.

Kreditlər:
Olivia Isil tərəfindən mətn lebame houston və Wynne Dough tərəfindən redaktə edilmiş və genişləndirilmişdir
Təsvirlər: Vicki Wallace


Yer

Eratosfen Yunan bir riyaziyyatçı idi və Misirdə İskəndəriyyənin kitabxanaçısı idi.

Syenin (günümüzdə Aswan adı verilən) şəhərinin yaxınlığında, cənubda Günəşin yay günəşindəki zenitdə (göyün ən yüksək nöqtəsi) göründüyünü öyrəndi. bu gündəki əksinin birbaşa dərin bir quyuda görünə biləcəyi yaxşı bilinirdi.

Alexandra-da eyni gündə kölgələri müşahidə edərək ölçərək, Günəşin eyni tarixdə Zenitdən 7.12 ° -dən çox olduğunu hesabladı. Bu dairənin təxminən 1/50 hissəsidir.

Şəhərlər arasındakı məsafə təxminən 5000 stadion idi (o zaman stadionla ölçülürdülər, uzunluqları tez bir şəkildə göstərmək üçün futbol meydançaları istifadə olunurdu).

Eratosfen məsafəni bucağa vuraraq bir hesablama etdi. Yerin ətrafını və daha sonra diametri işləmək üçün başqa bir hesablamanı təyin edə bildi.

Çaşqınlıqla, bir stadion üçün 2 fərqli ölçmə var idi, lakin elm adamları, ətrafın müasir bilinən dəyərdən 1 dərəcə içində olmasına səbəb olan bir vahid istifadə etdiyinə inanırlar.

Ölçüsü olaraq istifadə etdiyi şəhər birbaşa cənuba və Xərçəng Tropikində olmadığına görə bu daha diqqətəlayiqdir. Bu kifayət deyildi, o da 'Coğrafiya' sözünü icad etdi.

Samoslu Aristarx və Ayın, Günəşin diametrləri və məsafələri

Aristarchus, Eratosfen ilə eyni zamanda yaşamış və ilk olaraq dünyanın Günəşin ətrafında dövr etdiyi fikrini irəli sürən bir Yunan astronomu idi.

Ay tutulması ona Ayın üzərindəki Yer kürəsinin kölgəsini öyrənməyə imkan verdi və Yerin Aydan iki dəfə böyük olduğunu təyin etdi
Sonra Günəşin və Ayın genişliyini ölçdü və eni 2 ° yay olduğunu təyin etdi.

Münasibətləri anlamaq üçün Ayı, Günəşi və Dünyanı üçbucaqlamağa çalışdı. Dörddə bir faza ayı (yarım ay dediyimiz) ilə Günəş arasındakı bucağı ölçdü. Bucağı 87 ° olaraq tapdı və Günəşi çıxardığı zaman bilinən riyaziyyatdan istifadə edərək aya nisbətən 18 ilə 20 qat daha uzaq idi.

Bu gün bilirik ki, Yer günümüzdən Günəşdən dörd qat daha böyükdür və Günəş və Ay c ° qövsdür, lakin bu zamanın ən yaxşı ölçüsü idi. Artıq dörddə bir faza ayı ilə Günəş arasındakı bucağın 89.5 ° olduğunu bilirik ki, bu da Günəşi Aydan 400 qat daha çox edir, lakin məsafə və ölçü arasında eyni nisbət olduğunu dəqiq anlayırdı. Ölçülərinin arxasında duran səbəb yaxşı idi. Ölçülərinin niyə səhv olduğunu izah etmək üçün bir neçə səbəb var idi. Açıları ölçmək üçün ən qabaqcıl elmi alətlərə sahib olmazdı. Dörddə bir ayın tam olaraq 50% işıqlandığı zamanın təxmini vaxtını bilmək çox çətindir. He may also not have access to knowledge about using the mathematical sine function or advanced trigonometry knowledge that may have improved his estimation.


Astronomical Instruments and Devices

equipment for conducting and analyzing astronomical observations. Astronomical instruments and devices can be subdivided into observing instruments (telescopes), light-gathering and analyzing devices, auxiliary observation devices, time devices, laboratory devices, auxiliary computing equipment, and demonstration devices.

Optical telescopes collect the light from the celestial bodies being studied and construct their images. According to optical scheme, they are grouped into (1) mirror systems&mdashreflectors (or catoptric systems) (2) lens systems&mdashrefractors (or dioptric systems) and (3) hybrid mirror-lens systems (catodioptric), which include the Schmidt telescope and Maksutov telescope. Functionally, telescopes are categorized as (1) instruments for conducting a wide range of astrophysical studies of stars, nebulas, galaxies, planets, and the moon, which consist primarily of large reflectors equipped with filmholders, spectrographs, and electrophotometers (2) instruments for the simultaneous photographing of large segments of the sky (dimensions of up to 30° x 30°), which include the wide-angle Maksutov and Schmidt telescopes and also the wide-angle astrographs of the photographic refractor type (3) astronomical instruments for highly accurate measurements of the coordinates of celestial objects and the time periods of their transit across the meridian (4) solar telescopes for studying the physical processes occurring in the sun and (5) meteor cameras, cameras for photographing artificial earth satellites, cameras for recording the aurora borealis, and other special telescopes. Astronomical research in the radio-frequency bands is conducted with the use of radio telescopes. The largest optical telescope in the world in the mid-20th century is the 5-meter reflector at the Mount Palomar Observatory (USA). In the USSR in 1968 mounting began in the Northern Caucasus of a reflector with a 6-meter mirror.

Meridian circles, transit instruments, vertical circles, zenith telescopes, prismatic astrolabes, and other devices are used to determine the coordinates of celestial bodies and to calculate time. In astrogeodetic expeditions, transit-type portable instruments, zenith telescopes, and theodolites are used. Large solar telescopes, which are usually stationary, are grouped into tower telescopes and horizontal telescopes light is directed into them by one (siderostat, heliostat) or two (coelostat) moving flat mirrors. Coronagraphs, chromosphere telescopes, and photosphere telescopes are used to observe the sun&rsquos corona, chromosphere, and photosphere.

Artificial earth satellites, which move quickly across the sky, take photographs with satellite cameras which are capable of accurately registering the opening and closing of the shutter.

Auxiliary equipment is used during observations. This includes eyepiece micrometers for measuring angular distances filmholders for photography and light-gathering and analyzing equipment: astronomical spectrographs (slit, slit-less, prismatic, diffraction, and interference) for photographing the spectra of the sun, stars, galaxies, and nebulas and also objective prisms, which are mounted in front of the telescope&rsquos lens and make it possible to obtain the spectra of many stars on one photographic plate. Small and medium-size astronomical spectrographs are mounted on the telescope so that the spectrograph&rsquos slit is in the telescope&rsquos focus (in the first focal point and in the Newtonian, Casse-grain, and Nasmyth focuses). Large spectrographs are mounted stationary inside the coudé focus.

In most cases, visual observations have been supplanted by observations with objective light-sensitive devices, such as special highly sensitive photographic plates and devices for electrophotometric recording of the radiation of celestial bodies using photomultipliers and light intensifiers with the aid of electronic-optic devices. Observations with objective light detectors also include television observation, electronic photography, and the use of infrared light detectors.

In antiquity the main time-measuring devices were solar clocks and gnomons and later, mural quadrants, with whose help the time at which the sun or the stars crossed the meridian was determined. Modern astronomy uses transit instruments with photoelectric recording for this purpose. The most accurate pendulum devices for keeping time are the Short and Fedchenko clocks. However, today these have been replaced by quartz and molecular (or atomic) clocks.

Various laboratory devices are used to process photographs obtained from observations. These devices include coordinate measuring machines for measuring the positions of images of celestial bodies on the photographs, blink comparators for comparing two photographs of the same section of the sky taken at different times, comparators for measuring the wave lengths of spectral lines on spectrograms, micro-photometers for measuring the intensity distribution in a spectrum on a spectrogram, and stellar microphotometers for determining the magnitude of stars from photographs.

Computers are used for calculations related to the processing of results of observations. Demonstration devices include tellurians and planetariums, which make it possible to view astronomical phenomena on the interior surface of a spherical dome.

The history of astronomical observation includes four main periods, which are characterized by different methods of observation. In the first period, in early antiquity, observers, using special devices, learned how to determine time and to measure the angles between celestial bodies in the celestial sphere. Improvement in reading accuracy was achieved for the most part by increasing the dimensions of the instruments. The second period dates from the beginning of the 17th century and is linked with the invention of the telescope and the resulting increase in the range of visual observations. The introduction into astronomical observations of spectral analysis and photography led to the third period in the mid-19th century. Astrographs and spectrographs afforded the possibility of obtaining information on the chemical and physical properties of celestial bodies. The development of radio engineering, electronics, and astronautics in the mid-20th century led to the rise of radio astronomy and extra-atmospheric astronomy, which mark the fourth period.

The first astronomical instruments are considered to be gnomons, vertical columns attached to a horizontal plane, which determined the elevation of the sun and the direction of the meridian and established the onset of the equinox and solstice. The Babylonians are considered to have invented time measurement and division but in Egypt, and especially later in ancient Greece, significant changes were introduced into these methods. The development of astronomical instrument designs in ancient China proceeded, apparently, independent of analogous work in the Near and Middle East and in the West. Reliable information about ancient Greek astronomical instruments became the property of subsequent generations through the Almagest. Along with the methodology and results of astronomical observations, Ptolemy described astronomical instruments&mdashgnomons, armillary spheres, astrolabes, quadrants, and parallactic rules&mdashsome of which were used by his predecessors (especially Hipparchus) and some of which were invented by him. Many of these instruments were subsequently improved and used for many centuries.

In the early Middle Ages, the achievements of ancient Greek astronomers were taken over by scholars in the Near and Middle East and in Middle Asia these scholars improved the existing instruments and worked out a number of original designs. Important works on the use and construction of astrolabes, solar clocks, and gnomons were written by al-Khwarizmi, Alfraganus, al-Khujandi, al-Biruni, and others. Significant contributions in the development of astronomical instruments were made by the astronomers of the Maragheh observatory (Nasir al-Din al-Tusi, 13th century) and the Samarkand observatory (Ulug Beg, 15th century), where a gigantic sextant with a radius of about 40 meters was installed.

The achievements of these astronomers became known in Northern Italy, Germany, England, and France through Spain and Southern Italy. In the 15th and 16th centuries, European astronomers used, along with instruments of their own designs, instruments described by Eastern scholars. G. Purbach, Regiomontanus (J. Müller), and especially Tycho Brahe and J. Hevelius built many original high-precision instruments which became widely known.

The beginning of telescopic astronomy is usually associated with the name of Galileo, who with the use of a telescope he built in 1609 (the telescope had been invented shortly before in Holland) made outstanding discoveries and gave them proper scientific explanations. In 1611, J. Kepler published a description of a new telescopic system which had, in addition to a large field of view, an additional important advantage: it gave a true image of a celestial object in the focal plane which could be measured by placing an accurate scale in the focal plane (cross hairs). The invention of eyepiece cross hairs and micrometers in the 1740&rsquos through the 1770&rsquos, which is associated with the names of W. Gas-coigne, C. Huygens, J. Picard, and A. Auzout, significantly increased the possibilities of the telescope by making it not only an observing but also a measuring instrument. The single-lens objectives of the first refractors produced images of poor quality&mdashcolored and blurred. A somewhat improved image was achieved by increasing the focal length of the objective, which led to the construction of long, unwieldy telescopes.

In the 17th and 18th centuries, in various countries, several designs for reflectors were developed. N. Zucchi in 1616 proposed a reflector design with a single concave mirror tilted at a small angle to the axis of the tube, which permitted elimination of a second mirror, necessary in most later designs. But Zucchi himself did not build a telescope according to his proposed design. A single-mirror reflector was first built by M. V. Lomonosov (described in 1762). Later, a large single-mirror reflector was built by W. Herschel. M. Mer-senne, J. Gregory, and N. Cassegrain worked out new designs for reflectors&mdashreflectors with two mirrors&mdashin 1638, 1663, and 1672, respectively. In 1668&ndash71, I. Newton proposed a design and built telescopes in which the second mirror was flat and was tilted 45° to the axis of the tube to reflect rays into the eyepiece located on the side. The relative simplicity of their construction had the result that the number of such reflectors and the dimensions of the instruments being built began to grow rapidly. They were preferred for a long time.

At the same time, refractors continued to be perfected. In 1742, the possibility of preparing an achromatic lens was theoretically proved by L. Euler, and in 1758, J. Dollond created such a lens. Later, in the first quarter of the 19th century, owing to the improvements in optical glass made by P. Guinand and J. Fraunhofer, prerequisites for creating more improved refractors with achromatic lenses appeared.


19.1 Fundamental Units of Distance

The first measures of distances were based on human dimensions—the inch as the distance between knuckles on the finger, or the yard as the span from the extended index finger to the nose of the British king. Later, the requirements of commerce led to some standardization of such units, but each nation tended to set up its own definitions. It was not until the middle of the eighteenth century that any real efforts were made to establish a uniform, international set of standards.

The Metric System

One of the enduring legacies of the era of the French emperor Napoleon is the establishment of the metric system of units, officially adopted in France in 1799 and now used in most countries around the world. The fundamental metric unit of length is the meter, originally defined as one ten-millionth of the distance along Earth’s surface from the equator to the pole. French astronomers of the seventeenth and eighteenth centuries were pioneers in determining the dimensions of Earth, so it was logical to use their information as the foundation of the new system.

Practical problems exist with a definition expressed in terms of the size of Earth, since anyone wishing to determine the distance from one place to another can hardly be expected to go out and re-measure the planet. Therefore, an intermediate standard meter consisting of a bar of platinum-iridium metal was set up in Paris. In 1889, by international agreement, this bar was defined to be exactly one meter in length, and precise copies of the original meter bar were made to serve as standards for other nations.

Other units of length are derived from the meter . Thus, 1 kilometer (km) equals 1000 meters, 1 centimeter (cm) equals 1/100 meter, and so on. Even the old British and American units, such as the inch and the mile, are now defined in terms of the metric system.

Modern Redefinitions of the Meter

In 1960, the official definition of the meter was changed again. As a result of improved technology for generating spectral lines of precisely known wavelengths (see the chapter on Radiation and Spectra), the meter was redefined to equal 1,650,763.73 wavelengths of a particular atomic transition in the element krypton-86. The advantage of this redefinition is that anyone with a suitably equipped laboratory can reproduce a standard meter, without reference to any particular metal bar.

In 1983, the meter was defined once more, this time in terms of the velocity of light. Light in a vacuum can travel a distance of one meter in 1/299,792,458 second. Today, therefore, light travel time provides our basic unit of length. Put another way, a distance of one light-second (the amount of space light covers in one second) is defined to be 299,792,458 meters. That’s almost 300 million meters that light covers in just one second light really is çox fast! We could just as well use the light-second as the fundamental unit of length, but for practical reasons (and to respect tradition), we have defined the meter as a small fraction of the light-second.

Distance within the Solar System

The work of Copernicus and Kepler established the nisbi distance s of the planets—that is, how far from the Sun one planet is compared to another (see Observing the Sky: The Birth of Astronomy and Orbits and Gravity). But their work could not establish the mütləq distances (in light-seconds or meters or other standard units of length). This is like knowing the height of all the students in your class only as compared to the height of your astronomy instructor, but not in inches or centimeters. Somebody’s height has to be measured directly.

Similarly, to establish absolute distances, astronomers had to measure one distance in the solar system directly. Generally, the closer to us the object is, the easier such a measurement would be. Estimates of the distance to Venus were made as Venus crossed the face of the Sun in 1761 and 1769, and an international campaign was organized to estimate the distance to the asteroid Eros in the early 1930s, when its orbit brought it close to Earth. More recently, Venus crossed (or transited) the surface of the Sun in 2004 and 2012, and allowed us to make a modern distance estimate, although, as we will see below, by then it wasn’t needed (Figure 19.2).

Öyrənmə ilə əlaqə

If you would like more information on just how the motion of Venus across the Sun helped us pin down distances in the solar system, you can turn to a nice explanation by a NASA astronomer.

The key to our modern determination of solar system dimensions is radar , a type of radio wave that can bounce off solid objects (Figure 19.3). As discussed in several earlier chapters, by timing how long a radar beam (traveling at the speed of light) takes to reach another world and return, we can measure the distance involved very accurately. In 1961, radar signals were bounced off Venus for the first time, providing a direct measurement of the distance from Earth to Venus in terms of light-seconds (from the roundtrip travel time of the radar signal).

Subsequently, radar has been used to determine the distances to Mercury, Mars, the satellites of Jupiter, the rings of Saturn, and several asteroids. Note, by the way, that it is not possible to use radar to measure the distance to the Sun directly because the Sun does not reflect radar very efficiently. But we can measure the distance to many other solar system objects and use Kepler’s laws to give us the distance to the Sun.

From the various (related) solar system distances, astronomers selected the average distance from Earth to the Sun as our standard “measuring stick” within the solar system. When Earth and the Sun are closest, they are about 147.1 million kilometers apart when Earth and the Sun are farthest, they are about 152.1 million kilometers apart. The average of these two distances is called the astronomical unit (AU). We then express all the other distances in the solar system in terms of the AU. Years of painstaking analyses of radar measurements have led to a determination of the length of the AU to a precision of about one part in a billion. The length of 1 AU can be expressed in light travel time as 499.004854 light-seconds, or about 8.3 light-minutes. If we use the definition of the meter given previously, this is equivalent to 1 AU = 149,597,870,700 meters.

These distances are, of course, given here to a much higher level of precision than is normally needed. In this text, we are usually content to express numbers to a couple of significant places and leave it at that. For our purposes, it will be sufficient to round off these numbers:

We now know the absolute distance scale within our own solar system with fantastic accuracy. This is the first link in the chain of cosmic distances.

Öyrənmə ilə əlaqə

The distances between the celestial bodies in our solar system are sometimes difficult to grasp or put into perspective. This interactive website provides a “map” that shows the distances by using a scale at the bottom of the screen and allows you to scroll (using your arrow keys) through screens of “empty space” to get to the next planet—all while your current distance from the Sun is visible on the scale.


What instruments are used to measure the distance to the Sun? - Astronomiya

Attached to these telescopes are various tools like special made CCD cameras, a wide variety of filters, photometers and spectrometers. These various instruments are designed to record what we normally cannot see with our eyes.

From space, astronomers use special telescopes to study X-ray and gamma ray emissions. In addition, space based telescopes like the Hubble Space Telescope can peer deep into the Universe without atmospheric interference.

Other specialized instruments are also finding their way into main stream astronomy, like neutrino detectors deep underground and gravity wave detectors.

Telescopes and radio dishes are also pairing up to create interferometers to increase the resolution capabilities. Radio dishes are often found as members of a group like the VLA in Socorro, New Mexico.

The following sections will look into the more common pieces of equipment used today to gather valuable data.


Mücərrəd

You can measure the diameter of the Sun (and Moon) with a pinhole and a ruler! All you need to know is some simple geometry and the average distance between the Earth and Sun (or Moon). An easy way to make a pinhole is to cut a square hole (2-3 cm across) in the center of a piece of cardboard. Carefully tape a piece of aluminum foil flat over the hole. Use a sharp pin or needle to poke a tiny hole in the center of the foil. Use the pinhole to project an image of the Sun onto a wall or piece of paper. Use a ruler to measure the diameter of the projected image. Use your knowledge of geometry to prove that you can calculate the diameter of the Sun using the following proportionality:

The equation for measuring the diameter of the sun. The diameter of the sun divided by the distance from the sun to the Earth is equal to the diameter of the image of the sun through a pinhole divided by the distance of the pinhole to the image.

Important Safety Note: Never, ever look directly at the Sun. You can permanently damage your eyes (UC Regents, 2001).


2 Cavablar 2

The strength of the radar signal falls rapidly with distance so for objects within the Solar System we are dealing with very faint reflected signals. That isn't a problem with objects like Venus because with suitable signal processing we can extract the radar reflection from the background noise. The problem with the Sun is that it's a (very) strong emitter of radio waves and this black body background completely swamps the radar reflection.

5 degree cone of the Earth-sun line if possible. I am not sure if this affects the reflectivity or not, but the sun is very loud. $endgroup$ &ndash honeste_vivere Jun 4 '17 at 17:12

My question is specifically WHY CAN WE NOT USE Radar to measure the distance to the Sun?

By way of analogy, the path of a solar eclipse will cross the United States this summer. People are already being warned not to look directly at the Sun during the eclipse without protection. The reason of course is that looking at a partially eclipsed Sun may cause permanent damage to ones eyes. Most of that damage results from from the Sun's infrared rather than visible output. Just because one cannot see that infrared radiation does not mean it won't hurt you.

The same applies to radio antenna. While radio antenna are typically designed to be insensitive to visible and infrared, an unprotected radio antenna, like an unprotected eye, will suffer irreparable damage when pointed at the Sun.

What about a radio antenna protected by a radome? Those can be and are pointed directly at the Sun. What they see is a large body that radiates at an effective temperature well above the 5778 K of the surface of the Sun. The Sun's chromosphere can have an effective blackbody temperature in the microwave and radio frequencies in the tens of thousands of kelvins, and the solar corona, in the millions of kelvins.

This is particularly the case when the Sun is active, a one to four year long period during the Sun's eleven year solar cycle. Solar scientists aim radome-protected radio antenna directly at the Sun because the deviations from blackbody radiation at 10.7 centimeters are highly correlated with deviations at short wavelengths. Scientists use the Sun's radiation at 10.7 cm as a bellwether of the Sun's activity.

Suppose someone decides to ping the Sun with a radio antenna inside a radome while the Sun is quiet. Even during quiet periods, the Sun still outputs radiation in the microwave and radio frequencies with an effective temperature of nearly 10000 kelvins. The large output from the Sun in the microwave and radio frequencies will overwhelm that little ping, even when the Sun is at its quietest.

Once again by way of analogy, think of pointing a flashlight directly at a street light. Flashlights work great when pointed at a somewhat nearby dark patch of ground. They don't do much at all when pointed at a more remote source of light.


Videoya baxın: GÜNƏŞİN NƏ OLDUĞUNU bilirsiniz? Günəş sadəcə bir ulduzdur! (Sentyabr 2021).