Reshebnik na 11ª série de astronomia para a lição número 10 (livro de trabalho) - Determinando as distâncias dos corpos celestes no sistema solar e seus tamanhos

1. Complete as frases.

Para medir distâncias dentro do sistema solar, uma unidade astronômica (UA) é usada, que é igual à distância média da Terra ao Sol.

1 au = 149.600.000 km

A distância até o objeto de acordo com o tempo de passagem do sinal do radar pode ser determinada pela fórmula, onde S = 1/2 ct, onde S é a distância até o objeto, c é a velocidade da luz, t é o tempo de passagem da estrela.

2. Definir os conceitos de "paralaxe" e "base"; na Figura 10.1 mostram essas quantidades.

Paralaxe - ângulo p, sob o qual de um local inacessível (ponto C) o segmento AB, chamado de base, será visível.

Base - distância cuidadosamente medida do ponto A (observador) a qualquer ponto B alcançado para observação.

3. Como usar os conceitos de paralaxe e base para determinar a distância a um objeto inacessível remoto C (Fig. 10.1)?

Dado o módulo da base e dos ângulos adjacentes do triângulo ABC, encontre a distância AC. Para medições na Terra, esse método é chamado de triangulação.

4. O ângulo no qual o luminar S vê o raio da Terra, perpendicular à linha de visão, é chamado de paralaxe horizontal p (Fig. 10.2). Determine as distâncias: a) até a Lua, se sua paralaxe horizontal é p = 57′; b) ao Sol, cuja paralaxe horizontal é p = 8,8″.

5. Complete a Figura 10.3 com as construções necessárias e deduza uma fórmula que permita determinar o raio de um corpo celeste (em raios da Terra), se o raio angular da luminária p e sua paralaxe horizontal p forem conhecidos.

r = D sen(ρ); R = D sen(ρ)/sen(p) R; r = ρ"/p" R.

6. Resolva os seguintes problemas (nos cálculos, considere que c = 3 10 5 km/s, R 3 = 6370 km).

Opção 1.

1. O radar registrou o sinal refletido de um asteróide voando perto da Terra após t - 0,667 s. A que distância da Terra estava o asteróide naquela época?

2. Determine a distância da Terra a Marte durante a grande oposição, quando sua paralaxe horizontal é p = 23,2″.

3. Ao observar a passagem de Mercúrio pelo disco solar, determinou-se que seu raio angular p = 5,5″ e a paralaxe horizontal p = 14,4″. Determine o raio linear de Mercúrio.

Opção 2.

1. O sinal enviado pelo radar para Vênus retornou após t - 4 min 36 s. A que distância Vênus estava neste momento em sua conjunção inferior?

Resposta: 41 milhões de km.

2. A que distância o asteroide Ícaro se aproximou da Terra se sua paralaxe horizontal naquele momento era p = 18,0″?

Resposta: 1,22 milhões de km.

3. Com a ajuda de observações, foi determinado que o raio angular de Marte é p = 9,0″ e a paralaxe horizontal é p = 16,9″. Determine o raio linear de Marte.

A determinação direta de distâncias a corpos celestes relativamente próximos é baseada no fenômeno do deslocamento paralático. Sua essência é a seguinte. Um objeto próximo, quando observado de diferentes pontos, é projetado em vários objetos distantes. Assim, segurando um lápis verticalmente contra o fundo de um prédio de apartamentos distante, nós o vemos com os olhos esquerdo e direito contra o fundo de diferentes janelas. Para corpos do Sistema Solar, tal deslocamento contra o fundo das estrelas já é perceptível quando observado de pontos separados por uma distância comparável ao raio da Terra, e para estrelas próximas - quando observado de pontos separados por uma distância comparável ao raio da órbita da Terra.

11.1. Paralaxe equatorial horizontal

As coordenadas dos corpos celestes, determinadas a partir de diferentes pontos da superfície terrestre, são geralmente diferentes e são chamadas de topocêntrico coordenadas. É verdade que isso é perceptível apenas para os corpos do sistema solar. Para eliminar essa incerteza, todas as coordenadas dos corpos do sistema solar levam ao centro da Terra e são chamadas de geocêntrico. O ângulo entre as direções para qualquer luminária de um determinado ponto na superfície da Terra e do centro da Terra é chamado paralaxe diurna p" luminárias (Fig. 22). É óbvio que a paralaxe diária é igual a zero para uma luminária localizada no zênite e é máxima para uma luminária no horizonte. Essa paralaxe máxima é chamada paralaxe horizontal luminárias p. A paralaxe horizontal está relacionada com a relação simples diurna:

Aqui os senos dos ângulos são substituídos pelos próprios ângulos devido à sua pequenez.

De fato, p- este é o ângulo em que o raio da Terra é visível de uma determinada estrela. No entanto, a Terra não é uma esfera perfeita e é achatada em direção aos pólos. Portanto, em cada latitude, o raio da Terra é diferente e as paralaxes horizontais do mesmo luminar são diferentes. Para eliminar essas diferenças, costuma-se calcular a paralaxe horizontal para o raio equatorial da Terra ( R 0 = 6378 km) e chame-o paralaxe equatorial horizontal p 0 .

A paralaxe diária deve ser levada em consideração ao medir as alturas e distâncias zenitais dos corpos do Sistema Solar e corrigida trazendo a observação para o centro da Terra:

Medindo a paralaxe equatorial horizontal da estrela p 0 , você pode determinar a distância d antes dele, porque

Substituindo o seno de um pequeno ângulo p 0 pelo valor do próprio ângulo, expresso em radianos, e lembrando que 1 radiano é igual a 206265", obtemos a fórmula desejada:
Substituir o seno de um ângulo pelo próprio ângulo é aceitável, pois a maior paralaxe equatorial horizontal conhecida da Lua é 57" (para o Sol p 0 =8".79).

Atualmente, as distâncias aos corpos do sistema solar são medidas com muito maior precisão por radar.

11.2. paralaxe anual

O ângulo no qual o raio da órbita da Terra é visível de qualquer estrela uma, desde que seja perpendicular à direção a ela, é chamado paralaxe anual estrelas (Fig. 23).

Por analogia com a paralaxe equatorial horizontal, conhecendo a paralaxe anual, pode-se determinar as distâncias às estrelas:

É inconveniente medir distâncias de estrelas em quilômetros, então eles geralmente usam uma unidade fora do sistema - parsec PC, definido como a distância a partir da qual a paralaxe é 1". O próprio nome é composto pelas primeiras sílabas das palavras vapor allax e segundo und. É fácil verificar que 1 PC= 206 265 u.a. \u003d 3,086 10 18 cm Uma unidade menos usada para medir distâncias de estrelas é ano luz, definida como a distância percorrida pela luz em um ano (1 PC= 3,26 anos-luz).

A distância a uma estrela em parsecs é determinada usando o valor da paralaxe anual de uma forma particularmente simples.

Tarefas

60. (477) Paralaxe do Sol p 0 =8".8, e o raio angular aparente do Sol . Quantas vezes o raio do sol é maior que o raio da terra?

Solução: Como a paralaxe do Sol nada mais é do que o raio angular da Terra, visto do Sol, portanto, o raio do Sol é tantas vezes maior que o raio da Terra quanto seu diâmetro angular é maior que a paralaxe .

61. (482) No momento do clímax, a distância zênite observada do centro da Lua ( p 0 =57") era 50 o 00" 00". Corrija esta observação para os efeitos de refração e paralaxe.

Solução: Devido à refração, a distância zênite topocêntrica observada é menor que a verdadeira distância topocêntrica, ou seja, . A verdadeira distância zênite topocêntrica é maior que a geocêntrica pelo valor da paralaxe diária.

62. (472) Qual é a paralaxe horizontal de Júpiter quando está a uma distância de 6 UA da Terra? Paralaxe horizontal do Sol p 0 =8".8.

63. (474) A menor distância de Vênus da Terra é de 40 milhões de km. Neste momento, seu diâmetro angular é de 32". 4. Determine o raio linear deste planeta.

64. (475) Sabendo que para a lua p 0 =57"02".7, e seu raio de canto neste momento r L=15"32".6, calcule a distância até a Lua e seu raio linear, expresso em raios da Terra, bem como a área da superfície e o volume da Lua em comparação com os da Terra.

65. (483) A distância zênite observada da borda superior do Sol é 64 o 55" 33" e seu raio visível . Encontre a distância zenital geocêntrica do centro do Sol, levando em consideração a refração e a paralaxe.

66. A partir de observações, as paralaxes anuais das estrelas Vega são conhecidas () , Sírius () , Deneb() . Determine a distância até essas estrelas em PC e em a.u.

A determinação das distâncias aos corpos do sistema solar é baseada na medição de suas paralaxes horizontais.

O ângulo entre as direções em que a luz M" seria visto do centro da terra e de algum ponto de sua superfície, chamado paralaxe diurna luminárias (Fig. 2.3). Em outras palavras, a paralaxe diária é o ângulo R", sob o qual o raio da Terra no local de observação seria visível.

Arroz. 2.3. Paralaxe diária.

Para uma luminária que está no zênite no momento da observação, a paralaxe diária é zero. Se brilhasse M observada no horizonte, então sua paralaxe diária assume um valor máximo e é chamada paralaxe horizontal R.

Devido à paralaxe diurna, o luminar nos parece mais baixo acima do horizonte do que se a observação fosse feita do centro da Terra; enquanto a influência da paralaxe na altura da estrela é proporcional ao seno da distância do zênite, e seu valor máximo é igual à paralaxe horizontal p.

Dentro do sistema solar, as distâncias aos corpos celestes são definidas como geocêntrico, ou seja do centro da terra ao centro de um corpo celeste. Na fig. 2,3 distância r para o luminar M há MT.

Como a Terra tem a forma de um esferóide, para evitar divergências na determinação das paralaxes horizontais, é necessário calcular seus valores para um determinado raio da Terra. Para este raio, o raio equatorial da Terra é tomado RÅ = 6378 km, e as paralaxes horizontais calculadas para isso são chamadas paralaxes equatoriais horizontais. São essas paralaxes dos corpos do sistema solar que são dadas em todos os livros de referência.

Conhecendo a paralaxe horizontal R luminárias, é fácil determinar sua distância geocêntrica. De fato, se ENTÃO = RÅ é o raio equatorial da Terra, MT = r- distância do centro da terra ao sol M, e o ângulo R- paralaxe horizontal da luminária , então de um triângulo retângulo VOLUME temos

Onde p²- paralaxe horizontal em segundos de arco. Distância ré obtido nas mesmas unidades em que o raio da Terra é expresso R Å .

A paralaxe horizontal de uma estrela pode ser determinada a partir de mudança de paralaxe diurna desta luminária no céu, que é obtida devido a uma mudança na posição do observador como resultado de seu movimento na superfície da Terra.

A paralaxe horizontal do Sol p¤= 8",79 corresponde à distância média da Terra ao Sol, que é aproximadamente 149,6 × 10 6 km. Esta distância em astronomia é tomada como um unidade astronômica (1 au), ou seja 1 au\u003d 149,6 × 10 6 km. Em unidades astronômicas, as distâncias aos corpos do sistema solar geralmente são expressas. Por exemplo, Mercúrio está localizado a uma distância de 0,387 UA do Sol e Plutão está a uma distância de 39,4 UA.

Se os semi-eixos maiores das órbitas dos planetas são expressos em unidades astronômicas, e os períodos de revolução dos planetas são em anos, então para a Terra um = 1 a.u., T = 1 ano e o período de revolução em torno do Sol de qualquer planeta, levando em consideração a fórmula (2.7), é determinado como

(uma fórmula mais precisa é obtida na teoria geral da relatividade).

Muito tempo atrás, as pessoas ainda não sabiam que as mudanças diárias e anuais na posição das estrelas e planetas em relação umas às outras e no horizonte ocorrem não porque o Universo gira em torno, e não porque gira em torno da Terra, por assim dizer. como foi estabelecido mais tarde, a razão para tal movimento é o movimento da própria Terra, principalmente em torno de seu próprio eixo e ao redor. Só tendo descoberto isso, as pessoas puderam abordar a determinação das distâncias reais aos corpos celestes distantes da Terra, os tamanhos dos luminares e seus movimentos.

Os astrônomos determinam a distância até os corpos celestes da mesma forma que os artilheiros determinam a distância até o alvo. Dispositivos diferentes são usados ​​\u200b\u200bpara isso (por exemplo, telêmetros), mas a essência de todos esses métodos é a mesma.

O objeto, cuja distância é preciso estabelecer, é considerado simultaneamente de dois pontos diferentes, de onde pode ser visto em diferentes direções. Se duas pessoas que estão a 10 metros de distância começarem a apontar seus rifles para o mesmo objeto que está a 100 metros de distância delas, os rifles não ficarão paralelos um ao outro. Eles formam um ângulo entre si. Quanto mais longe o alvo estiver dos atiradores, menor será esse ângulo.

Se você conhece a distância entre os observadores e o ângulo entre as direções sob as quais o alvo é visível, pode definir a distância até ele. Isso é feito usando trigonometria. Os cientistas também “miram” nas estrelas, mas apenas com telescópios. O ângulo entre as direções de dois telescópios por estrela é calculado usando instrumentos especiais - círculos divididos- podem medi-lo com uma precisão de 1/100 de segundo de arco. Ao ler as menores partes do arco, os astrônomos usam microscópios.

Os corpos celestes estão muito longe da Terra. Para perceber a diferença nas direções em que o luminar é visível, os cientistas devem estar, se possível, a uma distância de muitos milhares de quilômetros um do outro.

Por exemplo, para este propósito, um astrônomo observa um luminar na Europa central, enquanto outro o observa ao mesmo tempo na África.

Fazendo observações de dois pontos remotos do globo, os astrônomos determinaram a distância dos corpos celestes mais próximos de nós: a Lua, o Sol e os planetas.

Mas mesmo as medições mais precisas não podem levar ao cálculo das distâncias das estrelas. O diâmetro do globo é muito pequeno para que, observando de seus pontos opostos, pode-se notar diferentes ângulos de direção para as estrelas.

No entanto, cerca de cem anos atrás, o cientista russo V. Ya. Struve conseguiu pela primeira vez estabelecer a distância de uma das estrelas mais próximas de nós. Mas, para isso, ele teve que observá-lo não das extremidades do metro terrestre, mas das extremidades de uma linha reta, 23.600 vezes mais longa. Onde ele poderia seguir uma linha tão reta, que no globo não pode caber de forma alguma? Acontece que a linha pode ser tomada na natureza - este é o diâmetro da órbita da Terra. Levaria mais de 340 anos para viajar ao longo do diâmetro orbital da Terra de 300 milhões de km em um trem de correio viajando a uma velocidade de 100 km/h!

Você não precisa fazer isso. Em meio ano, o globo nos leva para o outro lado do Sol, para o outro extremo do diâmetro da órbita terrestre, e só observando de suas extremidades é possível notar uma diferença ínfima nas direções ao longo das quais as estrelas mais próximas estrelas são visíveis. É verdade que, neste caso, as observações não devem ser feitas simultaneamente, mas em momentos separados entre si por um intervalo de seis meses. Durante esse tempo, a estrela em estudo percorrerá uma grande distância no espaço devido ao seu movimento, mas essa distância é insignificante em comparação com a distância de nós à estrela e pode ser ignorada. Da mesma forma, um artilheiro que calcula uma distância de muitos quilômetros até uma posição inimiga não se importa se alguém no quartel-general inimigo dá um passo para frente ou para trás. Seus cálculos serão suficientemente precisos sem levar em conta a última circunstância.

Os astrônomos descobriram que mesmo a estrela mais próxima da Terra está muito, muito fora do sistema solar. Essas distâncias são tão grandes que é difícil expressá-las em quilômetros. Portanto, eles são expressos em unidades de tempo que a luz leva para percorrer essa distância. A luz viaja muito rápido e em 1 segundo. estende-se a 300 mil km. Quando um raio pisca, sua luz chega até nós em uma pequena fração de segundo. Da Lua à Terra, a luz viaja 1,25 segundos, do Sol - 8 minutos, do planeta mais distante, Plutão, cerca de 5 horas, e da estrela mais próxima - mais de 4 anos! Um trem de correio, indo sem parar a uma velocidade de 100 km/h, alcançaria a estrela mais próxima, chamada Alpha Centauri, somente depois de 46 milhões de anos. Mas esta é a estrela mais próxima! Sua distância da Terra é insignificante em comparação com a distância das estrelas distantes da Via Láctea.

As medições das distâncias das estrelas finalmente provaram que elas estão a distâncias diferentes de nós e não estão localizadas na superfície de uma cúpula redonda, como parece ser o céu estrelado. Parece-nos uma bola virada sobre a Terra, cercando nosso planeta por todos os lados, apenas porque a olho nu não percebe diferenças nas distâncias de diferentes estrelas.

Qualquer planeta muito maior que, localizado à distância da estrela mais próxima da Terra, seria completamente invisível. A uma distância tão grande, o Sol o iluminaria muito fracamente e, a caminho de nós, a luz refletida enfraqueceria muito. Disto deve-se concluir que as estrelas brilham com luz própria extremamente brilhante, ou seja, são sóis autoluminosos.

Lição 5/11

apresentação detalhada

Tema: Determinação das distâncias aos corpos SS e os tamanhos desses corpos celestes.

Durante as aulas:

I. Pesquisa com alunos (5-7 minutos). Ditado.

Cientista, criador do sistema heliocêntrico do mundo. O ponto mais próximo na órbita de um satélite. O valor da unidade astronômica. Leis básicas da mecânica celeste. Um planeta descoberto na "ponta de uma caneta". O valor da velocidade circular (espaço I) para a Terra. A razão dos quadrados dos períodos de revolução dos dois planetas é 8. Qual é a razão dos semi-eixos maiores desses planetas? Em que ponto de uma órbita elíptica um satélite tem sua velocidade mais baixa? Astrônomo alemão, que descobriu as leis do movimento planetário.A fórmula da terceira lei de Kepler, após esclarecimento de I. Newton. Vista da órbita de uma estação interplanetária enviada para voar ao redor da lua. Qual é a diferença entre a primeira velocidade espacial e a segunda. Em que configuração está Vênus se for observada contra o fundo do disco solar? Em que configuração Marte está mais próximo da Terra? Tipos de períodos de movimento da Lua = (temporário)?

II Novo material

1) Determinação das distâncias aos corpos celestes.
Na astronomia, não existe uma maneira universal única de determinar distâncias. À medida que nos movemos de corpos celestes próximos para outros mais distantes, alguns métodos de determinação de distâncias são substituídos por outros, que, via de regra, servem de base para os subsequentes. A precisão da estimativa de distância é limitada pela precisão dos métodos mais rudimentares ou pela precisão da medição da unidade astronômica de comprimento (UA).
1ª forma: (conhecido) De acordo com a terceira lei de Kepler, você pode determinar a distância aos corpos da SS, conhecendo os períodos de circulação e uma das distâncias.
método aproximado.

2ª via: Determinação das distâncias a Mercúrio e Vênus nos momentos de alongamento (de um triângulo retângulo pelo ângulo de alongamento).
3ª via: Geométrico (paralaxe).
Exemplo: Encontre a distância CA desconhecida.

[AB] - Base - a principal distância conhecida, uma vez que os ângulos CAB e CBA são conhecidos, então de acordo com as fórmulas trigonométricas (teorema do seno) é possível encontrar um lado desconhecido em ∆, ou seja, . Deslocamento paralático é uma mudança na direção de um objeto quando o observador se move.
Paralaxe - Ângulo (dia), sob a qual a base é visível de um local inacessível (AB é um segmento conhecido). Dentro da SS, o raio equatorial da Terra R = 6378 km é tomado como base.

Seja K a localização do observador de onde a luminária é visível no horizonte. Pode ser visto na figura que de um triângulo retângulo a hipotenusa, a distância Dé igual a: , pois para um ângulo pequeno, se expressarmos o ângulo em radianos e levarmos em conta que o ângulo é expresso em segundos de arco, e 1rad \u003d 57,30 \u003d 3438 "= 206265", então a segunda fórmula é obtida.

O ângulo (ρ) no qual um luminar localizado no horizonte (┴ R - perpendicular à linha de visão) veria o raio equatorial da Terra é chamado de paralaxe equatorial horizontal do luminar.
Como ninguém observará a luminária por razões objetivas, a paralaxe horizontal é determinada da seguinte forma:

Medimos a altura do luminar no momento do clímax superior a partir de dois pontos na superfície da Terra localizados no mesmo meridiano geográfico e com latitudes geográficas conhecidas. todos os ângulos (incluindo paralaxe) são calculados a partir do quadrilátero resultante.

Da história: Primeira medição de paralaxe (paralaxe da lua) feita em 129g BC Hiparco(180-125, Grécia Antiga).
Pela primeira vez, as distâncias aos corpos celestes (Lua, Sol, planetas) são estimadas por Aristóteles(384-322, Grécia Antiga) em 360 aC no livro "On the Sky" → muito impreciso, por exemplo, o raio da Terra é de 10.000 km.
Em 265g BC Aristarco de Samos(310-230, Dr. Grécia) em seu trabalho "Sobre a magnitude e distância do Sol e da Lua" determina a distância através das fases lunares. Portanto, sua distância ao Sol (de acordo com a fase da Lua em 1 quarto de um triângulo retângulo, ou seja, pela primeira vez usa o método básico: ZS=ZL/cos 87º≈19*ZL). O raio da Lua foi determinado em 7/19 do raio da Terra e o Sol em 6,3 do raio da Terra (na verdade, 109 vezes). Na verdade, o ângulo não é 87º, mas 89º52 "e, portanto, o Sol está 400 vezes mais distante que a Lua. As distâncias propostas são usadas pelos astrônomos há muitos séculos.
Em 240g BC ERATOSFENOS(276-194, Egito) tendo feito medições em 22 de junho em Alexandria do ângulo entre a vertical e a direção do Sol ao meio-dia (ele acreditava que, como o Sol está muito longe, os raios são paralelos) e usando os registros de observações no mesmo dia da incidência dos raios de luz em um poço profundo em Siene (Assuã) (em 5.000 estádios = 1/50 da circunferência da Terra (cerca de 800 km), ou seja, o Sol estava em seu zênite) recebe uma diferença angular de 7º12 "e determina o tamanho do globo, tendo obtido a circunferência da bola 39690 km (raio \u003d 6311 km Assim, o problema de determinar o tamanho da Terra foi resolvido usando o método astrogeodético. O resultado não foi produzido até No século XVII, apenas os astrônomos do Observatório de Bagdá em 827 corrigiram um pouco seu erro.
Em 125g BC Hiparco determina com bastante precisão (em raios da Terra) o raio da Lua (3/11 R⊕) e a distância até a Lua (59 R⊕).
Determinou com precisão a distância aos planetas, tomando a distância da Terra ao Sol como 1a. e., N. Copérnico.
O corpo mais próximo da Terra, a Lua, tem a maior paralaxe horizontal. R◖ =57"02"; e para o Sol P¤ =8,794"
Tarefa 1 : livro didático Exemplo #6 - Encontre a distância da Terra à Lua, conhecendo a paralaxe da Lua e o raio da Terra.
Tarefa 2 : (por conta própria). A que distância Saturno está da Terra se sua paralaxe é de 0,9".
4º caminho Radar: impulso→objeto→sinal refletido→tempo. Proposto por físicos soviéticos e. O rápido desenvolvimento da tecnologia de rádio deu aos astrônomos a oportunidade de determinar as distâncias aos corpos do sistema solar usando métodos de radar. Em 1946, a primeira radiolocalização da Lua em Bay foi feita na Hungria e nos EUA, e nos anos - o radar solar (estudos da coroa solar foram realizados desde 1959), Mercúrio (desde 1962 em ll = 3,8, 12, 43 e 70 cm), Vênus, Marte e Júpiter (em 1964 em l = 12 e 70 cm), Saturno (em 1973 em l = 12,5 cm) na Grã-Bretanha, URSS e EUA. Os primeiros ecos da coroa solar foram recebidos em 1959 (EUA) e de Vênus em 1961 (URSS, EUA, Grã-Bretanha). Pela velocidade de propagação das ondas de rádio Com= 3 × 105 km/s e durante um período de tempo t(segundo) a passagem de um sinal de rádio da Terra para um corpo celeste e vice-versa, é fácil calcular a distância até um corpo celeste.
VEMW=C=m/s≈3*108 m/s.

A principal dificuldade no estudo de corpos celestes por métodos de radar está relacionada ao fato de que a intensidade das ondas de rádio durante a atenuação do radar é inversamente proporcional à quarta potência da distância ao objeto em estudo. Portanto, radares usados ​​para estudar corpos celestes possuem antenas grandes e transmissores poderosos. Por exemplo, a instalação de radar do centro de comunicações espaciais profundas na Crimeia possui uma antena com diâmetro de espelho primário de 70 m e está equipada com um transmissor com potência de várias centenas de kW em um comprimento de onda de 39 cm. ao alvo é concentrado em um feixe com um ângulo de abertura de 25".
A partir do radar de Vênus, especificou-se o valor da unidade astronômica: 1 a. e. = ± 6 m ≈ 149,6 milhões de km., que corresponde a P¤ = 8,7940 ". Assim, o processamento de dados de medições de radar da distância a Vênus na União Soviética em 1962-75 (um dos primeiros experimentos bem-sucedidos no radar de Vênus foi realizado funcionários do Instituto de Engenharia de Rádio e Eletrônica da Academia de Ciências da URSS em abril de 1961 da antena para comunicação espacial profunda na Crimeia, l \u003d 39 cm) deu um valor de 1 AU \u003d.9 ± 0,9 km. A XVI Assembleia Geral da União Astronômica Internacional adotou em 1976 o valor de 1 a e. = ±2 km A topografia da superfície dos planetas e seus satélites é determinada por meio de radar de uma espaçonave , e seus mapas são compilados.
As principais antenas utilizadas para radares planetários são:
= Evpatoria, Crimeia, diâmetro 70 m, l= 39 cm;
= Arecibo, Porto Rico, diâmetro 305 m, l= 12,6 cm;
= Goldstone, Califórnia, diâmetro 64 m, l = 3,5 e 12,6 cm, no modo biestático a recepção é realizada no sistema de síntese de abertura VLA.

Com a invenção dos geradores quânticos ( laser) em 1969, foi feita a primeira localização a laser da Lua (um espelho para refletir um feixe de laser na Lua foi instalado pelos astronautas americanos "Arollo - 11" em 20 de julho de 1969), a precisão da medição era de ± 30 cm. A figura mostra a localização dos refletores de canto a laser na Lua, instalados durante o vôo das espaçonaves Luna 17, 21 e Apollo 11, 14, 15. Todos, com exceção do refletor Lunokhod-1 (L1), ainda estão funcionando.
A localização do laser (óptica) é necessária para:
-solução de problemas de investigação espacial.
- solução de problemas de geodésia espacial.
- esclarecimento da questão do movimento dos continentes da Terra, etc.

2) Determinação do tamanho dos corpos celestes.

a) Determinação do raio da Terra.

b) Determinar o tamanho dos corpos celestes.

III. Fixando o material

Exemplo 7(pág. 51). CD - "Red Shift 5.1" - Determine no momento o afastamento dos inferiores (planetas terrestres, planetas superiores, planetas gigantes) da Terra e do Sol em um. e. O raio angular de Marte é 9,6" e a paralaxe horizontal é 18". Qual é o raio linear de Marte? Qual é a distância entre o refletor de laser na Lua e o telescópio na Terra se o pulso retornar após 2,43545 s? A distância da Terra à Lua no perigeu é de 363.000 km e no apogeu de 405.000 km. Determine a paralaxe horizontal da Lua nessas posições. Teste de imagens do Capítulo 2. Adicionalmente, para quem o fez - um jogo de palavras cruzadas.

Resultado:

1) O que é paralaxe?

2) Quais são as formas de determinar a distância aos corpos SS?

3) O que é uma base? O que é tomado como base para determinar a distância aos corpos SS?

4) Como a paralaxe depende da distância de um corpo celeste?

5) Como o tamanho do corpo depende do ângulo?

6) avaliações

Trabalho de casa:§onze; perguntas e tarefas p. 52, p. 52-53 saber e poder. Repita todo o segundo capítulo. SR No. 6, PR No. 4.
Você pode solicitar esta seção para preparar um jogo de palavras cruzadas, um questionário, um ensaio sobre um dos astrônomos ou a história da astronomia (uma das perguntas ou instruções).
Pode ser oferecido trabalho prático"Determinando o tamanho da lua".
Durante o período de lua cheia, por meio de duas réguas conectadas em ângulos retos, são determinadas as dimensões aparentes do disco lunar: como os triângulos KCD e KAB são semelhantes, segue-se do teorema da semelhança de triângulos que: AB / CD \u003d KB /KD. Diâmetro da Lua AB = (CD. KB)/KD. Você obtém a distância da Terra à Lua nas tabelas de referência (mas é melhor se você mesmo puder calcular).