Astronomi

Güneşimiz hangi mesafeden 7 ark saniyelik bir açısal çapa sahip olur?

Güneşimiz hangi mesafeden 7 ark saniyelik bir açısal çapa sahip olur?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Bir gözlemci güneşimizden uzaklaşırsa, güneşimiz hangi mesafede 7 yay saniyelik yer kaplar?


Bizden, Güneş yarım derece civarında görülebilir. $yaklaşık$ 30 ark dk = 1800 ark saniye.

7 ark saniyeye ulaşmak için 1800/7 kat daha uzağa gitmeniz gerekir, yani sonuç 250 AU civarındadır.


Bu kesinlikle bir matematik problemi gibi görünse de, gerçekten Astronomi ile dolu, bakalım neler öğrenebileceğiz!

Esasen tam bir yarım küre görebilecek kadar uzaktaysanız (yakınsanız göremezsiniz), görünen açısal genişlik yarı genişliğin iki katıdır ve bu,

$$ heta_{HW} = arcsinfrac{r}{R} yaklaşık frac{r}{R}$$

küçük açılar için, nerede $r$ nesnenin fiziksel yarıçapıdır ve $R$ izleyicinin merkezine olan uzaklığıdır. Bu aynı zamanda @peterh'in yöntemine benzer veya aynıdır.

Güneş'in yarıçapı hakkında konuşmaya çalışmanın (en azından) iki sorunu vardır;

  1. Güneş oblate
  2. Güneş dağınıktır; iyi tanımlanmış bir kenarı yok

Önce #2 yapalım. Güneş'in optik kenarı için resmi bir çalışma tanımı var ve soruya verilen bu mükemmel cevap Güneşin çapını nasıl tanımlarsınız? devletler:

Çoğu literatür, Güneş'in çapını, Güneş'i beyaz ışıkta gözlemlerseniz göreceğiniz güneş atmosferinin katmanı olan fotosfere kadar tanımlayacaktır.

Fotosferin tabanı, optik derinliğin yaklaşık 2/3 olduğu bölge veya plazmanın çoğu optik ışık dalga boyuna karşı şeffaf hale geldiği bölge olarak tanımlanır.

Elbette güneş atmosferinin gerçek kenarı, Güneş'in manyetik alanının ve güneş rüzgarının doğrudan etkisinin sona erdiği ve yıldızlararası uzayın başladığı heliopause olarak düşünülebilir.

Kenarın bu tanımıyla, Güneş'in şekline bakalım. Wikipedia, Güneş'in ekvator yarıçapı için hem 695.700 hem de 696.392 km verir, IAU 2015 Kararı B3…'den ve sırasıyla 2003 ve 2006 Merkür Geçişleri sırasında Uzaydan Güneş Yarıçapını Ölçmek.

695.700 km kullanalım çünkü benim en sık gördüğüm ve "Çünkü İAÜ".

Wikipedia makalesi, kutup yarıçapını milyonda yalnızca 10 parça daha küçük yapan 9E-06'nın düzleştirilmesini verir. çok daha küçük ekvatordan kutba fark olduğunu hatırladığımdan daha fazla. Sanırım sonuçta görmezden gelebiliriz!

O zaman Dünya'dan bakıldığında, yörüngesi onu Güneş'ten 152,1 milyondan 147,1 milyon km'ye kadar götürürse, Güneş'in açısal genişliği yaklaşık 1887 ila 1951 yay saniyesi (31.4 ila 32.5 yay dakikası) arasında değişir.

695.700 km yarıçaplı bir nesne hangi mesafede 7 arksaniye görünür genişliğe sahip olur (3.39E-05 radyandır)? Denklemi tersine çevirmek, 2×695700/3.39E-05 veya 4.105E+10 kilometre veya 274 AU verir.


Güneşten 274 AU nasıldır?

Buradan, Dünya'dan kabaca 274 kat daha küçük görünmesine ek olarak, Güneş 274 × 274 kat daha sönüktür. kullanma 2,5 $ imes log_{10}(274×274)$ Güneş'in 1 AU'daki -26.8 kadir parlaklığından veya tipik bir dolunaydan 2 kadir daha parlak olan -14,6 kadirdeki parlaklığından yaklaşık 12.2 kadir daha sönük görüneceğini elde ederiz.

Güneş etrafındaki yörünge periyodunuz 4.500 yıldan fazla olacaktır ve bu yörüngede Dünya için 30 km/sn'nin aksine 1.8 km/sn hızla hareket ediyor olacaksınız.

Kuiper kuşağını epeyce geçmiş olurdunuz, ancak Oort bulutunun yakınında hiçbir yerde olmazdınız (bu bir basitleştirmedir, ancak şimdilik yeterli olacaktır) ve 2018'de bilinen en uzak güneş sistemi gövdesini geçmiş olacaksınız! V774104.

yukarıda: EarthSky.org'un güneş sistemindeki en uzak yeni nesnesinden Görüntü S. Sheppard / C. Trujillo / D. Tholen / Subaru Telescope/ skyandtelescope.com aracılığıyla.

Ve 274 AU'da, Güneş'ten de herhangi bir derin uzay sondasından çok daha uzakta olacaksınız. Voyager 1 ve 2 şu anda Güneş'ten "yalnızca" 118 ve 142 AU uzaklıkta ve Yeni Ufuklar ise sadece 42 AU civarında.

Olacağın yerin adını bilmiyorum ama oldukça ıssız görünüyor!

Kaynak


Birim Dönüştürücü

Bu yıldız mesafesi ve paralaks hesaplayıcısı, yakındaki bir yıldıza olan mesafeyi ışık yılı ve parsek cinsinden, yıldız paralaksından ark saniyesi cinsinden ölçülen ve bunun tersini belirler.

Misal: Kuzey göksel yarım küredeki en parlak yıldız olan Boötes takımyıldızındaki Arcturus'a (α Boötis) olan 88,83 miliyay saniyelik paralaks değerinden ışık yılı cinsinden mesafeyi hesaplayın.


Dereceler, Ark Dakikaları ve Ark Saniyeleri nedir?

İster inanın ister inanmayın, derece cinsinden kaba bir tahminde bulunmak için elinizi kol uzunluğunda kullanabilirsiniz. Bu, belirli nesnelerin birbirinden ne kadar uzakta olduğu veya bir nesnenin ufkun ne kadar üstünde olduğu hakkında bir fikir edinmede yardımcı olur.

Bir teleskop söz konusu olduğunda, odak uzaklığınıza, büyütmenize ve göz merceğinin görünen görüş alanına bağlı olarak, bu, bir teleskop aracılığıyla gerçek FOV'unuzun yaklaşık boyutudur. Açıkçası, konu nesneleri aramaya geldiğinde, büyütme ne kadar düşükse o kadar fazla gökyüzü kaplarsınız.

>20x | 3.5 ° üzerinde
25x |

Bu site ne zaman iki gök cismi arasında bir birleşmeyi teşvik etse, bunun nedeni genellikle birbirlerinden 2 dereceden daha az uzaklıkta görülebilecek olmaları ve aralarındaki mesafe ne kadar az olursa, birleşme o kadar etkileyici görünür!

Rakımınız ve Azimutunuz

Varsayılan olarak, gökyüzünde yolunuzu bilmek için irtifa-azimut yöntemini kullanabilirsiniz.

Gökyüzü yüksekliğini dev bir yarım daire veya isterseniz kozmik bir açıölçer olarak düşünebileceğinizi unutmayın. Görüş noktanızdan, ufkun bir tarafı karşı tarafa 180°, tam üzerinizdeki başucu noktanız ise 90°'dir.

Yerde, gerçek kuzey başlangıç ​​noktanız olduğunda, tüm ufuk tam bir 360° dairedir.

Göksel Koordinatlarınız

Koordinat sistemi biraz farklıdır.

Gökyüzünün enlemi tıpkı karasal enleminiz gibidir (kutuplarda 90°, ekvatorda 0°), ancak Dünya'nın eğikliği sayesinde gök kutupları ve ekvator, yer enleminize bağlı olarak gökyüzünün farklı yerlerindedir. . biz ona diyoruz sapma.

Gökyüzünün boylamı ise daha çok Dünya'nın dönüşü ile ilgilidir ve saat ve dakika olarak ölçülür. biz ona diyoruz Sağ Yükseliş, ve 24 saatlik dilimlere bölünmüştür. Her kama 15° çapındadır (360/24 = 15 olarak). Her saat 60 dakika, her dakika ¼°, iki dakika ½° ve dört dakika 1°'ye eşittir.

Pek çok ekvator teleskopu genellikle R.A. 10'luk artışlarla. RA'da her 10 dakikada bir 2.5°'ye eşittir. Yine, yeterince geniş bir mercek kullanmak, koordinatları kullanırken bir nesneyi ararken düzeltmenize yardımcı olacaktır. Bununla ilgili daha fazla bilgiyi Göksel Koordinatları Kullanma bölümünden ve Alman Ekvator Dağında Ayar Çemberlerini Kullanma bölümünden öğrenebilirsiniz.

Şimdi Ark Dakika ve Saniye Üzerine

1°, 60 yay dakikası (‘) ve 1′, 60 yay saniyesidir (“).

Gökyüzünü görürken iyi bir kural, Güneş ve Ay'ın her ikisinin de yaklaşık yarım derece ya da 30’ çapında olmasıdır. Ama bu mesafeye göre değişebilir. Aynı görünür boyuta sahip gibi görünmelerinin nedeni, Güneş'in Ay'ımızdan yaklaşık 400 kat daha büyük, ancak aynı zamanda yaklaşık 400 kat daha uzakta olmasıdır.

Güneş: 31.6′ – 32.7′
Ay: 29.43′ – 33.5′

Bu nedenle bazen Ay, Güneş'ten daha büyük veya daha küçük görünebilir, genellikle sırasıyla yerberi ve apoje çevresinde. Tam bir güneş tutulması sırasındaki maksimum toplam uzunluk, yalnızca yola ne kadar uzak olduğunuza bağlı değildir, aynı zamanda Ay'ın görünen diskinin Güneş'e kıyasla ne kadar büyük olduğuna da bağlıdır. Bu ne zaman bir güneş tutulması sırasında apoje etrafında gerçekleşse, Ay Güneş'in diskini kaplamak için çok küçüktür ve bunun yerine bir Halkalı Tutulma elde ederiz.

Bu önceki makalede, tek bir parsek biriminin yakındaki bir yıldızın paralaks kaymasının 1″ olduğu açıdan geldiğini öğrenmiştiniz.

Bir gezegenin Dünya'dan görülen açısal boyutu da ark saniyeleriyle ölçülür. Dünya'dan uzaklıklarına bağlı olarak açısal büyüklükleri değişir. 20/20 görüşte yardımsız insan gözü, gökyüzünde bir yay dakikası kadar küçük özellikleri çözebilir ve tüm gezegenlerin çıplak gözle yıldız gibi görünmesinin nedeni, açısal çaplarının bundan daha küçük olmasıdır!

İşte örnekler

Merkür: 4.5″ – 13″
Venüs: 9.7″ – 66″
Mars: 3.5″ – 25.1″
Jüpiter: 29.8″ – 50.1″
Satürn: 14.5″ – 20.1″
Uranüs: 3.3″ – 4.1″
Neptün: 2.2″ – 2.4″

Bundan çıkarılacak birkaç ilginç şey var. Venüs, bir yay dakikasında görünmekten Jüpiter ve Satürn'den daha küçük görünmeye geçebilir. Mars, Satürn'den daha büyük veya Uranüs'ten biraz daha küçük görünebilir. Bu yine onların boyutlarıyla ve o sırada Dünya'dan uzaklıklarıyla ilgilidir!

4.56'yı teleskopunuzun açıklığına inç cinsinden bölerek teleskopunuzun çözme gücünü belirleyebilirsiniz. Veya mm cinsinden diyafram açıklığı ile 116. Yani benim 8'8243 teleskopum teorik olarak .57' 8243 çapından daha küçük özellikleri çözemez. Bu nedenle, Plüton çoğu teleskopta bir diske çözümlenemez, çünkü yalnızca 0,1'lik çaptadır.

GERÇEKTEN büyük bir teleskopunuz olsa bile (çapı 45 inçten fazla), Dünya'nın atmosferindeki görme koşulları genellikle teleskopların bir yay saniyesinden daha küçük görünen nesneleri çözmesini engellediğinden, bu yalnızca nadir durumlarda olur!


75 ABD Dolarının Üzerindeki Siparişlerde Ücretsiz Kargo ve 350 ABD Dolarının üzerindeki Siparişlerde Taksitli Faturalandırma (İstisnalar Geçerlidir)

<"closeOnBackgroundClick":true,"bindings":<"bind0":<"fn":"function()<$.fnProxy(arguments,'#headerOverlay',OverlayWidget.show,'OverlayWidget.show')>","type":"quicklookselected","element":".ql-thumbnail .Quicklook .trigger">>,"effectOnShowSpeed":"1200","dragByBody":false,"dragByHandle":true,"effectOnHide":"fade","effectOnShow":"fade","cssSelector":"ql-thumbnail","effectOnHideSpeed":"1200","allowOffScreenOverlay":false,"effectOnShowOptions":"<>","effectOnHideOptions":"<>","widgetClass":"OverlayWidget","captureClicks":true,"onScreenPadding":10>

Astronomi söz konusu olduğunda, "yay saniyesi" teriminin üç şekilde kullanıldığını göreceksiniz: (1) bir yıldız haritasında belirli bir sapmadaki belirli bir mesafeyi ifade etmek için, (2) belirli bir astronomik nesne boyutu birimi olarak ve ( 3) teleskobun çözme gücünün bir ifadesi olarak. Terimin her bir kullanımına daha ayrıntılı olarak bakalım.

İlk olarak, bir yıldız haritasına ve görünür gece gökyüzüne uygulandığında bir yay saniyesinin nasıl ifade edildiğini inceleyeceğiz. Gece gökyüzünün tüm kubbesini bir saatin yüzü olarak hayal edin. Saat, saatlere, dakikalara ve küçük saniyelere bölünmüştür. Bu hayali saat gibi, gök kubbe de derecelere bölünmüştür ve her derece yay dakikası ve yay saniyesinden oluşur. Her derecede 60 ark dakikası vardır ve her ark dakikası 60 ark saniyesinden oluşur. Ama, bu ne kadar büyük olurdu? Dolunay'ı örnek olarak kullanalım. Yaklaşık 1/2 derecelik bir gece gökyüzünü kapsar - bu, 30 ark dakikasına veya 1800 ark saniyesine eşittir. Bu ölçümler bir tür astronomik steno olarak kısaltılır. Ay'ın görünen büyüklüğüne ilişkin terimler, yay dakikaları için 30' veya yay saniyeleri için 1800" olarak okunur.

Bir yıldız haritasına baktığınızda (Bir Yıldız Haritasını Nasıl Okurum?), sapma derecelerini görürsünüz - kuzeyden güneye ölçümler ve kenar boyunca işaretlenmiştir. Gökyüzünün her derecesi 60 ark dakikası veya 3600 ark saniyesi içerir. Astronomik bir katalog kullanırken veya talimatları gözlemlerken, size gök cisimlerinin koordinatlarının yay saniyelerini kullanan bir "adresi" verilecektir. Bu adres RA 12h 22m 13s &mdash Aralık +22 44' 11" gibi bir şey okuyabilir. İkinci sayı grubuna bakın. Bu, nesnenizin yirmi iki derece, kırk dört yay dakikası, on bir yay saniyesi kuzeyinde yer aldığı anlamına gelir. gök ekvatoru Tek bir yay saniyesi gökyüzüne bakarken görsel olarak belirlemek için çok küçük olsa da, gök araştırmaları ve katalogları için çok önemlidir.Belirli bir hedefe göksel bir "ev numarası" atamak gibidir ve astronomların Hedefleri hassas bir şekilde bulun.

Astronomik bir nesnenin boyutunu ifade ederken, genellikle Dünya'dan görüldüğü gibi açısal çap cinsinden verilir ve gerçek boyutu değil. Çoğu zaman, bu açısal çaplar çok küçüktür çünkü çoğu nesne Dünya'dan çok uzaktadır, bu nedenle yay dakikası veya daha sık olarak ark saniyesi olarak ifade edilirler. Astronomik bir katalog veya gözlem kılavuzu, bir nesnenin boyutunu, gözlemcilerin bir hedefin yerini teleskopla bulmaya çalışmadan önce ne beklemeleri gerektiğini daha iyi anlamalarına yardımcı olmak için sağlayacaktır. Bu, belirli bir nesneyi hiç görmediyseniz yararlıdır. Bu kavramı göstermek için iki örnek kullanalım - küresel bir küme ve bir çift yıldız. Örneğin, küresel küme M80, boyut olarak 10' (on yay dakikası) olarak listelenmiştir. İyi bir yıldız haritası, bu nesneyi etrafındaki yıldızlara göre ölçeklenecek şekilde basılmış olarak gösterecektir. Bu, göz merceğinde görülen çevredeki yıldız desenlerinden onu tanımlamayı çok daha kolay hale getirir. Kümenin, tanımlanabilir yıldızlar arasındaki belirli bir mesafeyi kapsayacağını önceden biliyordunuz. Ancak çift yıldızlar arasındaki açısal mesafe ölçümü çok daha küçüktür ve her zaman ark saniyesi olarak ifade edilir. İyi bir örnek Polaris'tir. Ana parlak yıldız Polaris A, küçük sönük yıldız Polaris B'den 18" (on sekiz yay saniyesi) ile ayrılır. Çift yıldızın ayrılmasını önceden bilerek, teleskopunuzun küçük mesafeleri çözme yeteneğini test edebilir ve size yardımcı olabilir. gökyüzü koşullarını belirleme (Gökyüzü Koşullarını Nasıl Yargılarım?) Çoğu genel yıldız çizelgeleri o kadar küçük ayrımlar yazdırmaz, bu nedenle bu sayılar için bir kaynak olarak astronomi kataloğunuza güvenmeniz gerekir.

Ark saniyeleriyle karşılaşacağınız bir diğer yer ise teleskopun özellikleri ve çözümleme gücüdür. Bu, teleskopunuzun (ideal gözlem koşulları altında) belirli bir boyutu veya mesafeyi "görme" veya ayırma yeteneğidir. Teleskoplar için yay saniyelerini belirlemek için kullanılan uzun matematiksel ifadeler olsa da, anlamanın basit bir yolu, örnek olarak bir çift yıldızın bilinen ayrılmasını kullanmaktır. Polaris'e dönelim. Bir teleskopun belirtilen çözümleme gücü 1,0" ise, bu, bir nesneyi &mdash veya bir ark saniyelik &mdash &mdash net bir şekilde çözme yeteneğine sahip olduğu anlamına gelir. Bu, Polaris ile arkadaşı arasındaki mesafenin sadece 1/18'i kadardır! Bu bilgi ile, 1.0" (bir yay saniyesi) çözümleme gücüne sahip örnek teleskop, ideal gözlem koşulları altında çift yıldız Polaris'i "bölebilecek".

Bu ölçümler ilk başta biraz kafa karıştırıcı görünse de, yakında onları anlayacak ve takdir edeceksiniz. Bir yıldız haritasında bir yay saniyesinin mesafesini bilmek, konumlarını daha da hassaslaştırarak nesneleri daha iyi bulmanıza yardımcı olacaktır. Bir teleskopun bilgisayar hedefleme sistemine yay dakikası ve yay ikinci yön sayılarını ekleyebilmek, onu çok daha doğru hale getirecektir. Bir yay saniyesini anlamak, gördüklerinizi başkalarıyla ilişkilendirmenize yardımcı olacaktır. Örneğin, bir kuyruklu yıldız gözlemleyebilir ve boyutunu notlarınıza kaydetmek isteyebilirsiniz. Belirli bir nesnenin boyutunu yay dakikası veya yay saniyesi olarak biliyorsanız, ikisini karşılaştırabilir ve daha doğru bir değerlendirme yapabilirsiniz. Teleskopunuzun ark saniyelerindeki çözümleme yeteneğini bilerek, belirli bir çift yıldızı önceden "bölüp bölemeyeceğinizi" - veya teleskobunuzun tek tek ortaya çıkarmak gibi çok küçük ayrımları "görme" yeteneğine sahip olup olmadığını da bileceksiniz. bir yıldız kümesindeki üyeler. Ark saniyeleri küçük olabilir, ancak çok önemlidirler!


Açısal Mesafe Nedir? (resimli)

Açısal uzaklık, gözlemcinin bakış açısından iki nokta arasındaki görünür ayrımın bir ölçüsüdür. Her noktadan gözlemciye uzanan düz çizgiler kesişir. Bu iki çizginin kesişme açısı açısal mesafedir ve tipik olarak derece veya radyan cinsinden ifade edilir. Trigonometride bu açı, yükseklik ve mesafeleri hesaplamak için kullanılabilir. Gökbilimciler genellikle açıyı, gök cisimleri arasındaki gerçek mesafeye atıfta bulunmadan görünen ayrılığı tanımlamak için kullanırlar.

Yaygın bir trigonometri problemi, bir binanın yüksekliğini hesaplamayı içerir. Bilinen bir mesafede binanın üst ve altı arasındaki görüş hattı açısal ayrımı, yüksekliğini belirlemek için yeterli bilgidir. Açısal mesafeyi içeren hesaplamalar, ölçme ve hedeflemede yaygındır. Ordu, derece veya radyan yerine, hedefleme hesaplamalarını açısal mil cinsinden ifade etmeyi genellikle yararlı bulur. Bu, bir dairenin çevresinin 1/6400'ü veya daha uygun bir ifadeyle, 1000 metre aralığında bir metre ile ayrılan iki nokta arasındaki açısal uzaklıktır.

Astronomide, bir cismin gökyüzündeki konumunu tanımlamanın iki temel yolu vardır. Biri bir koordinat sistemine referansla, diğeri ise nesnenin başka bir cisme göre konumuyla. Ekvator koordinat sisteminde, Dünya'nın kutupları ve ekvatoru, gök kutupları ve gök ekvatoru olarak uzaya yansıtılır. Bir cismin konumu, eğimi, gök ekvatorunun kuzey veya güneyindeki dereceler ve saat açısı ile tanımlanır. Bu, gözlemcinin konumu ile göksel meridyen arasındaki gök ekvatoru boyunca açısal mesafedir, gözlemcinin doğrudan üstünden ve gök kutuplarından geçen bir daire.'

Amatörler için açısal uzaklık, astronomik bir cismin bilinen bir cisimle ilişkisinin yerini belirlemeye yardımcı olmak için veya sadece ilginç bir özelliği belirtmek için kullanılabilir. Çoğu zaman, gerekli olan tek şey uzanmış bir eldir. Kol mesafesinde, küçük parmağın ucu yaklaşık bir derecelik yay gösterir. Üç orta parmak yaklaşık dört derece, kapalı bir yumruk yaklaşık on. Açık bir elin serçe parmağından baş parmağına kadar olan mesafe yaklaşık 18 derecedir.

Sıklıkla, profesyonel ve daha ciddi gözlemci, açısal çap olarak adlandırılan açısal mesafeye benzer bir ölçüm kullanır. Bu, Dünya'dan bakıldığında astronomik bir nesnenin görünen boyutudur. Bu çaplar oldukça küçüktür ve genellikle ark saniyesi veya bir derecenin 1/3600'ü cinsinden ölçülür. Yersel ölçümde olduğu gibi, bir nesneye olan uzaklık biliniyorsa, gerçek boyutunu hesaplamak için açısal çapı kullanılabilir.


Tutulma Modelleri

BİR TUTULMANIN OLUŞMASI İÇİN KOŞULLARIN AÇIKLANMASI:

Güneş tutulmaları, Ay'ın Dünya etrafındaki periyodik hareketinin bir sonucu olduğu için, tutulmaların zamanlamasında ilgili tutulma döngülerini veren düzenlilikler vardır. Bu döngüler, tutulmalara neyin sebep olduğuna dair ayrıntılı bir bilimsel anlayış bulunmadan çok önceleri biliniyordu ve tutulmaları tahmin etmek için kullanılıyordu. Örneğin, eski Babilliler, bu tür bir döngü dizisini anlamışlar. Sarozve bu bilgiye dayanarak tutulmaları tahmin edebildiler.

    Ay bir düğümde ve güneş diğerinde ise ve ay doluysa, ay tutulması var demektir.

Tüm bunları daha açık bir şekilde görmek için şekil 3-21'e bakın. Ekliptik düzleme göre ayın yörüngesinin devinimi değil (bu, ayın yörüngesinin 5 derecelik eğiminin, güneş yönüne göre bu yörüngenin üst ve alt kısımlarının konumunu değiştirmesiyle temsil edilir. )

Presesyon, bir tutulma için düğümler hattının uygun hizalanmasının tekrarlanması için zaman ölçeğini etkiler. Presesyon, düğümlerin hattını batıya doğru yılda 19.4 derece döndürür, böylece tam bir dönüş 18.6 yıl sürer. Güneş daha sonra her 347 günde bir düğüm çizgisine geri döner, bu nedenle tutulma mevsimi her yıl 19 gün önce başlar.

Yukarıdakilerin hepsinin, her 18 yılda bir 11 ve 1/3 günde bir tutulma döngülerinin tamamen tekrarlandığı anlamına geldiği ortaya çıktı. Eskiler, SAROS DÖNGÜSÜ denilen bu kalıbı fark ederler. Bir saros 223 kameri aydır. Ay bu nedenle aynı evreye geri döner. Ayrıca güneş, ayın yörünge düğümlerine göre aynı yere döner.


Güneşimiz hangi mesafeden 7 ark saniyelik bir açısal çapa sahip olur? - Astronomi

1. a) Kitapta Ay'ın kütlesini ve Ay'ın yarıçapını bulun ve Ay'ın yoğunluğunu gm/cm3 olarak hesaplayın.

Bölüm 1: Veri

178. sayfaya baktığımızda Ay'ın kütlesinin 7.35 X 10 22 kilogram, yarıçapının ise 1738 kilometre olduğunu görüyoruz.

Bölüm 2: Denklem

Bölüm 3: Birim Dönüştürme

M Ay = 7.35X 10 22 kg X 1000 gm / kg = 7.35 X 10 25 gram

Yarıçapı santimetreye çevirmeliyiz:

R Ay = 1738 km X (1000m/km) X (100cm/m) = 1.738 X 108 cm

Bölüm 4: Hesaplama

Ve Yoğunluk = M / V = ​​7.35 X 10 25 gr / 2.20 X 10 25 cm 3

Bölüm 5: Cevap

b) Bu ortalama yoğunluğa dayanarak, ayın çoğunlukla buzdan (yoğunluk = 0.9 gm/cm3), kayadan (yoğunluk = 3.0 gm/cm3 ) veya demirden (yoğunluk = 9.0 gm/cm3) oluştuğunu söyleyebilir misiniz? ?

Ay'ın ortalama yoğunluğu, kaya yoğunluğu değerine en yakın olanıdır. Böylece Ay'ın çoğunlukla kayadan, az su ve demirden oluştuğu sonucuna varmamız mümkündür.

2. 2003 yılının Ağustos ayının sonlarında, Mars yaklaşık 60.000 yıl sonra Dünya'ya en yakın noktasındaydı! Bunun nedeni, Dünya Güneş'ten en uzak noktasına (aphelion olarak adlandırılır) ve Mars'ın Güneş'e en yakın yaklaşımına (aphelion olarak adlandırılır) yakınken Mars ve Dünya'nın Güneş ile aynı hizada olmasıydı.

a) Mars günberi ve Dünya günötesi konumundayken, iki gezegen arasındaki mesafe kilometre cinsinden ne kadardır? Bir mil içinde yaklaşık 1,6 kilometre varsa, bu kaç mildir?

CEVAP: Mars, günberi noktasında Güneş'ten 206.600.000 km uzaktadır (Bölüm 10, s. 251). Aphelion'da Dünya, Güneş'ten 152.100.000 km uzaklıktadır. Bu, 54.500.000 km veya 34.000.000 mil farktır.

b) Dünya ve Mars bu mesafe ile ayrıldığında, saniye ark cinsinden Mars'ın açısal çapı nedir? Bu, Mars'ın Ağustos 2003'te ne kadar büyük göründüğü ile ilgili.

Bölüm 1: Veri

Mars'ın gerçek çapı = 3394 km x 2 = 6788 kjm

En yakın yaklaşma mesafesi = 54.500.000 km

Bölüm 2: Denklem

Açısal Çap için formülü kullanıyoruz:

Açısal Çap = 206265 (Gerçek Çap / Mesafe)

Bölüm 3: Birim Dönüştürme

Hem Gerçek Boyut hem de Mesafe kilometre cinsindendir. Birim dönüştürmeye gerek yoktur.

Bölüm 4: Hesaplama

Açısal Çap = 206265 (6788 km / 54.500.000 km)

Açısal Çap = 25.7 saniye ark

Bölüm 5: Cevap

Yani Mars, Dünya'ya en yakın olduğu zaman 25.7 saniyelik bir açısal çapa sahiptir.


c) Mars, Dünya'dan ortalama olarak yaklaşık 200 milyon kilometre uzaklıktadır. Mars'ın ortalama açısal çapı nedir? Bu, Ağustos 2003 rakamından kaç kat daha küçük?

Bölüm 1: Veri

Mars'ın gerçek çapı = 3394 km x 2 = 6788 kjm

Ortalama mesafe = 200.000.000 km

Bölüm 2: Denklem

Açısal Çap formülünü tekrar kullanıyoruz:

Açısal Çap = 206265 (Gerçek Çap / Mesafe)

Bölüm 3: Birim Dönüştürme

Hem Gerçek Boyut hem de Mesafe kilometre cinsindendir. Birim dönüştürmeye gerek yoktur.

Bölüm 4: Hesaplama

Açısal Çap = 206265 (6788 km / 200.000.000 km)

Açısal Çap = 7 saniye ark

Bölüm 5: Cevap

Yani Mars, Dünya'dan ortalama uzaklığında sadece 7 saniyelik bir açısal çapa sahiptir. Bu, en yakın yaklaşımdaki açısal boyutundan 3.67 kat daha küçüktür.

3. a) Jüpiter, Güneş'ten Dünya'dan yaklaşık 5 kat daha uzaktadır ve Dünya'nın yaklaşık 300 katı kütleye sahiptir. Jüpiter ve Güneş arasındaki yerçekimi kuvvetini Dünya ve Güneş arasındaki yerçekimi kuvvetiyle karşılaştırın.

Bölüm 1: Veri

Güneş'e olan uzaklıklar: R Sun Jup = 5 R Sun Ear

Bölüm 2: Denklem

Güneş'in Jüpiter'e uyguladığı yerçekimi kuvvetini, Güneş'in Dünya'ya uyguladığı yerçekimi kuvvetiyle karşılaştırmak istiyoruz. Karşılaştırma yaptığımızda böldüğümüz için hesaplamak istiyoruz

İlk önce ilgili formülleri yazıyoruz

F Sun Jup = GM Sun Jup / (R Sun Jup ) 2

F Güneş Kulak = G M Güneş M Kulak / (R Güneş Kulak ) 2

Şimdi bölme işlemlerini yapıyoruz. Ayrıntılar için yerçekimi broşürüne bakın:

F Sun Jup / F Sun Ear = G M Sun M Jup (R Sun Ear ) 2 / G M Sun M Ear (R Sun Jup ) 2

Mutlu bir şekilde, hem G'nin hem de Güneş'in kütlesinin nasıl düştüğüne dikkat edin! biz kaldık

F Sun Jup / F Sun Ear = M Jup (R Sun Jup ) 2 / M Ear (R Sun Jup ) 2

Bölüm 3: Birim Dönüştürme

Bölüm 4: Hesaplama

F Sun Jup / F Sun Ear = (300 M Ear ) (R Sun Ear ) 2 / M Ear (5 R Sun Ear ) 2

F Güneş Jup / F Güneş Kulak = (300) (M Kulak ) (R Güneş Kulak ) 2 / M Kulak (25) (R Güneş Kulak ) 2

5'in karesinin 25'e eşit olduğuna dikkat edin! Dünyanın kütlesi ve Dünya ile Güneş arasındaki mesafe düşer ve elimizde sadece sayılar kalır:

F Güneş Jup / F Güneş Kulak = (300) / (25) = 12

Her iki tarafı F Sun Ear ile çarparak kesirden kurtuluruz:

Bölüm 5: Cevap

b) Aynı hesaplamayı Güneş'e Dünya'dan 10 kat, Dünya'dan 100 kat daha uzak olan Satürn için yapın.

Bölüm 1: Veri

Güneş'e olan uzaklıklar: R Güneş Sat = 10 R Güneş Kulak

Bölüm 2: Denklem

İlk önce ilgili formülleri yazıyoruz

F Güneş Sat = GM Güneş M Sat / (R Güneş Sat ) 2

F Güneş Kulak = G M Güneş M Kulak / (R Güneş Kulak ) 2

Şimdi bölme işlemlerini yapıyoruz. Ayrıntılar için yerçekimi broşürüne bakın:

F Güneş Sat / F Güneş Kulak = G M Güneş M Sat (R Güneş Kulak ) 2 / G M Güneş M Kulak (R Güneş Sat ) 2

Mutlu bir şekilde, hem G'nin hem de Güneş'in kütlesinin nasıl düştüğüne dikkat edin! biz kaldık

F Güneş Sat / F Güneş Kulak = M Sat (R Güneş Kulak ) 2 / M Kulak (R Güneş Sat ) 2

Bölüm 3: Birim Dönüştürme

Bölüm 4: Hesaplama

F Güneş Sat / F Güneş Kulak = (100 M Kulak ) (R Güneş Kulak ) 2 / M Kulak (10 R Güneş Kulak ) 2

F Güneş Sat / F Güneş Kulak = (100) (M Kulak ) (R Güneş Kulak ) 2 / M Kulak (100) (R Güneş Kulak ) 2

10'un karesinin 100'e eşit olduğuna dikkat edin! Dünyanın kütlesi ve Dünya ile Güneş arasındaki mesafe düşer ve elimizde sadece sayılar kalır:


Cevaplar ve Cevaplar

İyi evet. Cevap için teşekkürler, ama ark nedir? Ne kadar uzun? Veriler yarı ana eksenin 5" olduğunu söylediğinde, peki, peki, 5 saniyelik yay ne olur?

Yarıçap olarak cisme olan mesafe kullanılarak yapılan dairenin 5 saniyelik yayı mı? Nesnenin yörünge çevresinin 5 saniyelik yayı mı? Ne?

Yarı ana eksen verilerini bir uzunluğa çevirmem gerekiyor. Peki, ark saniyeleri, bir çeşit taban çizgisi olmadan bir uzunluğa nasıl çevrilir?

İyi evet. Cevap için teşekkürler, ama ark nedir? Ne kadar uzun? Veriler yarı ana eksenin 5" olduğunu söylediğinde, peki, peki, 5 saniyelik yay ne olur?

Yarıçap olarak cisme olan mesafe kullanılarak yapılan dairenin 5 saniyelik yayı mı? Nesnenin yörünge çevresinin 5 saniyelik yayı mı? Ne?

Yarı ana eksen verilerini bir uzunluğa çevirmem gerekiyor. Peki, ark saniyeleri, bir çeşit taban çizgisi olmadan bir uzunluğa nasıl çevrilir?

Paralaks açısından olabileceğinden şüphelendim ama emin değildim. Bunun standart bir ifade olduğunu ve bir astronomun "" diyebileceğini düşündüm.Pekala, ah, filanca tarafından yapılan arkın bir kısmı." Ancak, bazen ölçüm AU cinsinden verildi, bu yüzden önsezime gitmeden önce beni duraklattı.

Yani, sizi doğru anlıyorsam, yarı ana eksen ' veya " olarak verildiğinde, bu, Dünya'dan görüldüğü gibi yayın dakikaları veya saniyeleri anlamına mı geliyor? Yani, bir X" ölçümü, yıldıza olan mesafeyi yarıçap olarak kullanarak oluşturulan hayali dairenin çevresinin X çarpı 1/3600'ü olur?

Paralaks açısından olabileceğinden şüphelendim ama emin değildim. Bunun standart bir ifade olduğunu düşündüm ve bir astronom, "Pekala, ah, filanca tarafından yapılan arkın bir kısmı." Ancak, bazen ölçüm AU cinsinden verildi, bu yüzden önsezime gitmeden önce beni duraklattı.

Yani, sizi doğru anlıyorsam, yarı ana eksen ' veya " olarak verildiğinde, bu, Dünya'dan görüldüğü gibi yayın dakikaları veya saniyeleri anlamına mı geliyor? Yani, bir X" ölçümü, yıldıza olan mesafeyi yarıçap olarak kullanarak oluşturulan hayali dairenin çevresinin X çarpı 1/3600'ü olur?

30'. Güneş'in gerçek çapı

Ay'ın 400 katı çünkü

400 kat daha uzak. Paralaktik ölçüm, uzaktaki bir nesnede bir paralaksın ne kadarının ölçüleceği fikrine dayanır. Nesne ne kadar yakınsa, mesafe o kadar küçük ve paralaks o kadar büyük olur. Görünen açısal boyut yıldıza olan uzaklığa bağlıdır, paralaktik açıda ise belirli bir paralaktik ölçüm her zaman aynı mesafeye eşittir: 1"= 1 parsek, 1' = 1/60 parsek, 60' = 1/3600 parsek, vb. Paralaktik açıyı standart mesafe ölçümüne dönüştürmek basit bir işlem kullanır:
1. açıyı saniyeye çevirin (I.E. 2'30'' = 150")
2. Parsek almak için tersini alın (1/150"= 0.00667 parsec)
3. Parsekleri tercih edilen birime dönüştürün (0.00667 parsek = 0.21733 ly = 1375.4 AU)

Şimdi, kullandığınız kaynağın bu özel ölçüm türünü kullanıp kullanmadığını bilmiyorum. Bunu belirlemenin bir yolu, çoklu yıldız sisteminiz olup olmadığı ve yörünge periyotlarının verilmiş olmasıdır. Daha büyük bir açısal ölçümle bağlantılı daha kısa bir süre, güçlü bir gösterge olacaktır. Bir diğeri açısal ölçümlerin yıldız mesafesine bağlanma eğilimi olmaması olacaktır. (daha uzak yıldız çiftleri, daha yakın yıldızlardan daha küçük açısal ölçümler listeleme eğilimindedir.) Böyle bir model belirgin değilse, büyük olasılıkla sabit bir birim kullanıyorlardır.


Güneşimiz hangi mesafeden 7 ark saniyelik bir açısal çapa sahip olur? - Astronomi

Dosyaları indir: 13 тыс.

Участвовать бесплатно

NASA'nın astronomik x-ışını kaynaklarının gerçek uydu gözlemlerine ilişkin kamuya açık verilerini kullanarak, nötron yıldızları, kara delikler, kuasarlar ve süpernovalar da dahil olmak üzere kozmosun bazı gizemlerini keşfediyoruz. Bu inanılmaz nesnelerin nasıl çalıştığını anlamak için enerji spektrumlarını ve zaman serisi verilerini analiz edeceğiz. X-ışını astronomisini son 50 yılda en aktif ve heyecan verici bilimsel araştırma alanlarından biri haline getiren astronomik gözlemlerin inanılmaz çeşitliliğini keşfetmek için DS9 adlı bir görüntüleme aracı kullanıyoruz. Her hafta röntgen astronomisinin farklı bir yönünü keşfedeceğiz. Görüntü oluşumunun doğasına girişle başlayarak, görüntüleme programımız DS9'un gerçek uydu verilerini anlamamıza nasıl yardımcı olabileceğine dair örneklere geçiyoruz. Bilim adamlarının işlerini yaparken kullandıkları gerçek verileri kullanacaksınız. Hiçbir şey "konserve" değildir. Gökbilimcilerin periyodik ikili x-ışını kaynakları, süpernovalar ve kalıntıları ve kozmoloji anlayışımızı şekillendiren galaksi dışı kaynaklarla ilgili önemli keşiflerini yaptıklarında hissettikleri heyecanı takdir edebileceksiniz.

Рецензии

Gerçekten şaşırtıcı ve süper anlayışlı bir kurs. Her dakika ayrıntılarını açıklayan ve çok basit ancak karmaşık yöntemlerle öğreten harika bir profesörle tam anlamıyla Coursera'daki en iyi kurs

Parlak. Prof Matilsky, öğretme biçiminde açıkça çok sevinçli. Bu kurstan birçok çıkarım var ve bahsetmek gerekirse, kurs wiki'sindeki materyaller de harikaydı.

Temel Astronomik Veriler ve bir DS9 Smorgasbord

"Evreni Analiz Etmek"in ikinci haftasına hoş geldiniz. Bu hafta, yıldızlar hakkında pek çok şey öğrenmek için elimizdeki bazı araçları keşfedeceğiz. Bu minik ışık noktalarının, onların doğası ve bir bütün olarak Evrenin yapısı hakkında bu kadar çok bilgi vermesi gerçekten inanılmaz. Ve bu kursa ilk ziyaretinizse, hoş geldiniz ve hemen atlayın!

Öneriler

Terry A. Matilsky

Текст видео

Merhaba çete ve Evreni Analiz Etmek'e tekrar hoş geldiniz. Bugün size mesafelerin ölçümü hakkında konuşmak istiyorum. Kolay değil mi? Sadece bir cetvel al ve başka bir yere ne kadar uzak olduğunu gör. Bir cetvel uzunluğu, iki cetvel uzunluğu, üç cetvel uzunluğu, dört cetvel uzunluğu. Ve diğerleri ve diğerleri. Peki ya diğer yere bile gidemezseniz? Ya da mesafeler o kadar büyükse, sıradan yöneticiler pratik değil mi? Yıldızlara olan uzaklıkları ölçmeye çalışırken karşılaştığımız sorunlar bunlardır. We need some sort of stellar bootstrap in order to extrapolate our earthly distance measurements into the realm of the cosmos. We begin, as we must, with our home, the Earth. And as usual, our story begins with the Greeks. And, in particular, Aristarchus of Samos around 250 BC. What you see on your screen right now is Aristarchus's working diagram by which he concluded that the Sun, on the left, was much bigger than the Earth in the middle. And hence, was most likely to be at the center of the Solar System rather than our planet. Let's dissect this diagram carefully, and see how he did it. Our dilemma is that all we can measure is the angular size of an object in the sky, and sometimes not even that. This means that the size of an object is ambiguous. Let's consider this drawing. Here, we have the Earth. And we imagine that we're looking out into space with a certain angular size. You see that the Sun, or the Moon, or any object with the same angular diameter can be either close and small, or far away and large, and still appear to be the same size in the sky. So our angle here is the same, but the object, depending on where it is, can be either large or small. Now, Aristarchus knew the angular sizes of the Sun and the Moon were the same. Otherwise we could never have a solar eclipse where the Moon almost exactly covers the surface of the Sun. He also knew that the distance to the Sun was much bigger than the distance to the Moon. How did he know this? By realizing that the times from first quarter to third quarter of the lunar cycle was almost the same as from third quarter to first quarter. Let's look at this carefully. We imagine that the Earth is here, and that the Moon, is going around the Earth in a circular orbit. Let's make that circle just a little bit better, huh? Now, over here we have the Sun, here's the Earth, and for the quarter Moons what has to happen is the Moon has to make a 90 degree angle between the Earth and the Sun. So, if we have the Moon over here, this will be a 90 degree angle and we will see the first quarter of the Moon. Now, when the Moon is down, oh about here, we'll have another right angle and we'll see that this is the third quarter. Now, it's pretty clear that for the Moon to go this way from first quarter to third quarter, is going to be more time than for it to go this way from third quarter to first quarter. Now, note that as the distance to the Sun increases, the differences between the two arcs of the circle, this arc and this arc become smaller. Let's see what happens. If we put the Sun much, much further away, somewhere off to the, outside of the blackboard, you can see that the rays of the Sun will come in like this. And the 90 degree angle will be formed, something like this, in a way that will start making this arc almost exactly the same as the other one. So, as the distance to the Sun increases, these arcs become more equal. This is so ingenious, no? Although Aristarchus's result was not particularly accurate, it was good enough to realize that the Sun must be much farther away from the Earth than the Moon. His value was 19 times further. Thus, the Sun must be 19 times larger since the angular extent was the same as the Moon in the sky. With the Sun much further away from the Earth than the Moon, the angle of the Earth's shadow is about the same as the angular size of the Sun and the Moon in the sky. Let's look at that part carefully. So we have the Sun and over here, we have the Earth. And consider the following situation. We're on the surface of the Earth, and we measure the angular size of the Sun. And now, we look and see the angular size of the Earth's shadow. Here is the shadow that must be cast behind the Earth due to the fact that the Earth has, more or less eclipsed the Sun, for any object that is in this region over here. So, this theta two is the angular size of the Earth's shadow. This is theta two, here's the shadow. And you can see that if the Sun is very far away, the angular size of the Sun, which is theta 1, is almost the same as this angle in here, the angular size of the Earth's shadow. Notice that these objects are not drawn to scale since the angles depicted are for clarity of understanding, much greater than the one half degree that the objects actually appear as in the sky. Now, as the final step, let's look at the Earth's shadow in detail during a lunar eclipse. Here we have the Earth, and here we have the Earth's shadow. Okay? So, the Sun is over here, all the way, a long way away. The Moon in the sky must be within the Earth's shadow. And how is that going to look? Well, we know that the angle that the Moon has in the sky is basically the same as the angle that the shadow makes. So, it'll look something like this. And the Moon can be anywhere in this region of the sky. But where do we put the Moon? And here is where the observation of the Moon during a lunar eclipse comes in. Because we observe that the time it takes for the Moon to traverse the Earth's shadow, let's get that shadow depicted like this. Is about 8 3rds of the time it takes for the Moon to move its own diameter in the sky. So the Moon's size must be about 3 8ths the size of the shadow. So the only place we can put the Moon in here to meet the requirements of the data, the requirements of the observation, is such that the Moon's size, right here. Is 3 8ths of the size of the entire diameter of the Earth's shadow, which we can delineate as the line A, A prime. Okay? We know these angles. They're about half a degree. We can put the Moon anywhere in this cone and still have it have the right angular size. But only when we put the Moon, well, I probably didn't put it in exactly the right spot. If we put it a little bit further on, it'll match a little bit better, but you get the idea. There's only one place that the Moon can fit so that it is in the proper proportion of the Earth's shadow in size. So now, we have the relative sizes of the Sun, the Earth, and the Moon but in terms of the Earth's diameter, we still don't know how big the Earth is. This problem was solved, also ingeniously, by Eratosthenes about 50 years later, around 200 BC. To understand how he did this, we have to realize that the Sun is so far away, that essentially, all the rays that arrive at the Earth are parallel. Let's imagine a light source near the Earth. If the Earth is here, and you put a light source over here, the rays from that light source will diverge like this to the top and bottom of the Earth. If you put the object a little further away, the rays, don't diverge quite as much. If you put the object over here, the rays diverge even less. And if you put the objects, such as the Sun, so far away that you can't even really tell the difference between these rays, all of the rays that will come in to the Earth are going to be essentially parallel. Now, Eratosthenes noted that at Syene, Egypt, which is now the modern city of Aswan, on the first day of summer, light at noon from the Sun struck the bottom of a vertical well. So that meant that Syene was on a direct line from the center of the Earth to the Sun. The picture looks like this. Here's the surface of the Earth. Here's the center of the Earth. And at this point, if this is the position of Syene on the Earth, this line represents not only the zenith direction at Syene, but also the position of the Sun in Syene. At the corresponding time and date in Alexandria, which was 5,000 stadia north of Syene, the Sun was slightly south of the zenith. So, its rays made an angle of about seven degrees to the vertical. So, here's the vertical in Alexandria pointing this way. So, this is the zenith in Alexandria. And that makes an angle of seven degrees to the Sun. Okay, here is an angle theta, that because we have gone along the surface of the Earth, about 5,000 stadia. The distance of Alexandria from Syene is 5000 stadia, and at that position, the angle that the Sun makes with the zenith direction in Alexandria is about seven degrees. So, here we have the center of the Earth. Here we have Syene. Here we have Alexandria. And since the Sun's rays are essentially parallel, the angle of seven degrees between the solar direction and the zenith is the same as if, this seven degrees was subtended from the center of the Earth. Now you see, ingeniously, that this 5,000 stadia can be extended to measure the circumference of the Earth, because we know this angle that is subtended by the circle, right over here. So, you can see that, this angle theta is to 360 degrees as the distance to Alexandria from Syene, is to the circumference of the Earth. Sağ? Here is a segment of a circle. D is to the whole circumference of the Earth, as seven degrees is to the whole 360 degrees, that makes the circle complete. Thus, the circumference of the Earth must be about 50 times 5,000 stadia or about 250,000 stadia. Seven into 360 is about 50, right? So, 250,000 stadia must be the circumference of the Earth. But what was a stadium? Was it a Fenway Park stadium? Was it a Yankees stadium or what? There is actually much debate about this. But there is no doubt that Eratosthenes got very close. Ranging from 80% to 99% of the true value for the Earth's circumference. So now we have a crude estimate of the distance to our nearest star, the Sun. A significantly better estimate was not forthcoming until the invention of the telescope almost 2,000 years later. The various ingenious experiments designed to measure this elusive number are fascinating to study, and more than just of academic interest. For our knowledge of the distances to the remote stars, which are so far away that we cannot even measure directly their angular diameters, depend crucially on our ability to perform measurements in our own backyard. Namely, to determine the distance to the closest star, our Sun. On the surface, it would appear that the situation seems hopeless for even greater distances. I mean, it's almost a miracle that we can determine the solar distance. How can we possibly extend our reach to the stars? Well, let's do a little experiment. Hold your finger up in front of your eyes, and blink your eyes alternately. Just like this. Notice that your finger moves relative to the objects in the background. This simple example of parallax can now be extended to the orbit of the Earth. This represents the orbit of the Earth. So the Earth in June might appear over here, relative to the Sun. And the Earth in December might appear here in its orbit. And a nearby star will definitely appear to be in a different direction relative to the background that might exist, populated by other more distant objects. The nearest stars then, should move relative to the backdrop of the further stars. But the distances involved are so great, relative to the diameter of the Earth's orbit, that changes over the six month span as the Earth traverses opposite sides of its path, are positively miniscule. Indeed, they are so small that many of the ancient Greeks used the lack of measurable parallax to conclude that the Earth was really at the center of the solar system. Aristarchus, himself, was forced to admit that if the Earth really did orbit the Sun, the distances to the stars must be vast, indeed. It wasn't until 1838 that the first stellar parallax was successfully measured. The displacement was less than 2 3rds of an arc second. To give you some idea of how small that angle is, let's imagine a golf ball. If you place this ball about six miles or ten kilometers away from you, it would subtend an angle in the sky of one arc second. No wonder it was so difficult to measure this. Note that the smaller the parallax, the greater the distance. Indeed, we can define a new unit of distance in terms of this. Let's look at this. Here's the Sun. Here's the Earth, and here is the parallax P, usually given in arc seconds. Here's our star. Okay? And here is the radius of the Earth's orbit. We define the parallax in terms of the radius of the Earth's orbit instead of the diameter. But the idea is basically the same. Notice that if the star gets further away, this angle P prime, Iɽ better not call it a prime, because you'll think that that's an arc minute. P1 and P2, P2 is definitely smaller than P1. So, the smaller the parallax, the greater the distance. Indeed, we can define a new unit of distance, by D equaling 1 over the parallax that is measured. So this distance here, in terms of the parallax is defined as 1 over P. And if P is measured in arc seconds, this distance defines a unit of distance called the parsec. If P is 1 arc second, the distance is 1 parsec. Unfortunately, only the nearest few hundred stars have measurable parallaxes, at least from the ground. Can we ever hope to get measurements of more distant objects? Amazingly, fortuitously, there are a class of very bright stars called Cepheid variables that pulsate with different periods depending on their intrinsic brightness or luminosity. What a stroke of good forture. This means that just by measuring how long it takes for the brightness of these stars to change, we get for free, a measurement of their intrinsic luminosity. What we see here, in the following picture, shows the light curve of delta- Cephei, and the period-luminosity relationship for many similar stars. And the fact that they are so bright, with some being over 10,000 times the luminosity of the Sun, means that they are visible out to very, very far distances. About 30 mega-parsecs, or 30 million parsecs, but wait a second, I hear you cry. Don't you need, at least initially, an independent measurement of the distances to these objects, in order to figure out what their luminosity is in the first place? And right you are. So the story, while fascinating, is not that simple. But we will touch upon this matter in the coming lectures. Which not only will allow us to use ordinary stars to determine distances, but also provide us with fundamental data concerning the nature of stellar evolution, and the role that this plays in our understanding of the incredibly hot X-ray sources in our galaxies and beyond.


From what distance would our sun have an angular diameter of 7 arc seconds? - Astronomi

How can you find out what the other planets are like by just observing them carefully from the Earth? Most of the information comes in the form of electromagnetic radiation but we also have little chunks of rock, called meteorites, that give other clues. The image below compares the apparent sizes of the planets. The outer planets are shown at their closest approach to us and the two inner planets are shown at various distances from us (but herşey are with the same magnification).

Before you can do any sort of comparison of the planets, you need to know how far away they are. Once you know their distances, you can determine basic properties of the planets such as mass, size, and density.

Distances

To establish an absolute distance scale, the actual distance to one of the planets had to be measured. Distances to Venus and Mars were measured from the parallax effect by observers at different parts of the Earth when the planets were closest to the Earth.

Knowing how far apart the observers were from each other and coordinating the observation times, astronomers could determine the distance to a planet. The slight difference in its position on the sky due to observing the planet from different positions gave the planet's distance from trigonometry. The state-of-the-art measurements still had a large margin of uncertainty. The last major effort using these techniques was in the 1930's. Parallax observations of an asteroid, called Eros, passing close to Earth were used to fix the value of the astronomical unit at 150 million kilometers.

With the invention of radar, the distance to Venus could be determined very precisely. By timing how long it takes the radar beam traveling at the speed of light to travel the distance to an object and back, the distance to the object can be found from distance = (speed of light) × (total time)/2. The total time is halved to get just the distance from the Earth to the object. Using trigonometry, astronomers now know that the Astronomik birimi =149,597,892 kilometers. This incredible degree of accuracy is possible because the speed of light is known very precisely and very accurate clocks are used. You cannot use radar to determine the distance to the Sun directly because the Sun has no solid surface to reflect the radar efficiently.

Masses

Isaac Newton used his laws of motion and gravity to generalize Kepler's third law of planet orbits to cover any case where one object orbits another. He found for any two objects orbiting each other, the sum of their masses, planet mass + moon mass = (4 p 2 /G) × [(their distance apart) 3 /(their orbital period around each other) 2 ]. Newton's form of Kepler's third law can, therefore, be used to find the combined mass of the planet and the moon from measurements of the moon's orbital period and its distance from the planet.

You can usually ignore the mass of the moon compared to the mass of the planet because the moon is so much smaller than the planet, so Kepler's third law gives you the planet's mass directly. Examples are given in the Newton's Law of Gravity chapter. The one noticeable exception is Pluto and its moon, Charon. Charon is massive enough compared to Pluto that its mass cannot be ignored. The two bodies orbit around a common point that is proportionally closer to the more massive Pluto. The common point, called the center of mass, is 7.3 times closer to Pluto, so Pluto is 7.3 times more massive than Charon. Before the discovery of Charon in 1978, estimates for Pluto's mass ranged from 10% the Earth's mass to much greater than the Earth's mass. After Charon's discovery, astronomers found that Pluto is only 0.216% the Earth's mass---less massive than the Earth's Moon! For planets without moons (Mercury and Venus), you can measure their gravitational pull on other nearby planets to derive an approximate mass or, for more accurate results, measure how quickly spacecraft are accelerated when they pass close to the planets.

Sizes and Volumes

If you know how far away a planet is from you, you can determine its linear diameter D. The diameter of a planet D = 2 p × (distance to the planet) × (the planet's angular size in degrees)/360°, where the symbol p is a number approximately equal to 3.14 (your calculator may say 3.141592653. ). The figure above explains where this formula comes from. This technique is used to find the actual diameters of other objects as well, like moons, star clusters, and even entire galaxies.

How do you do that?

Little Pluto is so small and far away that its angular diameter is very hard to measure. Only a large telescope above the Earth atmosphere (like the Hubble Space Telescope) can resolve its tiny disk. However, the discovery in 1978 of a moon, called Charon, orbiting Pluto gave another way to measure Pluto's diameter. Every 124 years, the orientation of Charon's orbit as seen from the Earth is almost edge-on, so you can see it pass in front of Pluto and then behind Pluto. This favorable orientation lasts about 5 years and, fortunately for us, it occurred from 1985 to 1990.

When Pluto and Charon pass in front of each other, the total light from the Pluto-Charon system decreases. The length of time it takes for the eclipse to happen and the speed that Charon orbits Pluto can be used to calculate their linear diameters. Recall that the distance traveled = speed×(time it takes). Pluto's diameter is only about 2270 kilometers (about 65% the size of our Moon!) and Charon is about 1170 kilometers across. This eclipsing technique is also used to find the diameters of the very far away stars in a later chapter. Pluto's small size and low mass (see the previous section) have some astronomers calling it an ``overgrown comet'' instead of a planet and it was recently re-classified as a "dwarf planet".

Another way to specify a planet's size is to use how much space it occupies, i.e., its volume. Volume is important because it and the planet's composition determine how much heat energy a planet retains after its formation billions of years ago. Also, in order to find the important characteristic of density (see the next section), you must know the planet's volume.

Planets are nearly perfect spheres. Gravity compresses the planets to the most compact shape possible, a sphere, but the rapidly-spinning ones bulge slightly at the equator. This is because the inertia of a planet's material moves it away from the planet's rotation axis and this effect is strongest at the equator where the rotation is fastest (Jupiter and Saturn have easily noticeable equatorial bulges). Since planets are nearly perfect spheres, a planet's volume can be found from volume = ( p /6) × diameter 3 . Notice that the diameter is cubed. Even though Jupiter has ``only'' 11 times the diameter of the Earth, over 1300 Earths could fit inside Jupiter! On the other end of the scale, little Pluto has a diameter of just a little more than 1/6th the diameter of the Earth, so almost 176 Plutos could fit inside the Earth.

Densities and Compositions

An important property of a planet that tells what a planet is made of is its yoğunluk. A planet's yoğunluk is how much material it has in the space the planet occupies: density = mass/volume. Planets can have a wide range of sizes and masses but planets made of the same material will have the same yoğunluk regardless of their size and mass. For example, a huge, massive planet can have the same density as a small, low-mass planet if they are made of the same material. I will specify the density relative to the density of pure water because it has an easy density to rememeber: 1 gram/centimeter 3 or 1000 kilograms/meter 3 .

The four planets closest to the Sun (Mercury, Venus, Earth, Mars) are called the terrestrial planets because they are like the Earth: small rocky worlds with relatively thin atmospheres.


The terrestrial planets to the same scale (using images from NASA and JPL). Sol üstten ve saat yönünde ilerleyerek: Dünya, Venüs, Merkür, Mars (sol altta).

Terrestrial (Earth-like) planets have overall densities = 4-5 (relative to the density of water) with silicate rocks on the surface. Silicate rock has density = 3 (less than the average density of a terrestrial planet) and iron has a density = 7.8 (more than the average density of a terrestrial planet). Since terrestrial planets have average densities greater than that for the silicate rocks on their surface, they must have denser material under the surface to make the overall average density what it is. Iron and nickel are present in meteorites (chunks of rock left over from the formation of the solar system) and the presence of magnetic fields in some of the terrestrial planets shows that they have cores of iron and nickel. Magnetic fields can be produced by the motion of liquid iron and nickel. Putting these facts together leads to the conclusion that the terrestrial planets are made of silicate rock surrounding a iron-nickel core.

The four giant planets beyond Mars (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune) are called the jovian planets because they are like Jupiter: large, mostly liquid worlds with thick atmospheres.


The jovian planets to the same scale (using images from NASA and JPL). From top left and proceeding clockwise: Jupiter, Uranus, Neptune, Saturn (at bottom right). The Earth is also included to the same scale at center.

Jovian (Jupiter-like) planets have overall densities = 0.7-1.7 (relative to the density of water) with light gases visible on top. Gases and light liquids (like hydrogen and helium) have densities lower than water. Using reasoning similar to before you conclude that the jovian planets are made of gaseous and liquid hydrogen, helium and water surrounding a possible relatively small rocky core. Spectroscopy says the jovian planets have hydrogen, helium, methane, ammonia, and water gas in their thick atmospheres so the predictions are not too far off track.

The properties determined for each planet are given in the Planet Properties table. Clicking on the planet's name will bring up the full fact sheet for that planet. The important properties are given in the table.


Videoyu izle: Güneş Işınlarının Dünyaya Geliş Açıları (Ocak 2023).