Одиниці відстаней в астрономії

В астрономії немає єдиного універсального способу визначення відстаней. За міру переходу від близьких небесних тіл до більш далеких одні методи визначення відстаней змінюють інші. Точність оцінювання відстаней обмежується або точністю найгрубішого з методів, або точністю вимірювання астрономічної одиниці довжи­ни (а. о), величину якої, з урахуванням різних змін, Міжнародний астрономічний союз ухвалив 1976 року:

1 а. о. = 149597870 ± 2 км.

В астрономії прийнято такі одиниці відстаней:

• астрономічна одиниця (а. о.) — середня відстань Землі від Сонця;

• парсек (пк) — відстань, з якої радіус земної орбіти можна побачити під кутом в 1 ";

· світловий рік — відстань, яку світло проходить за один рік, поширюючись зі швидкістю близько 300 000 км/с.

Якщо астрономічну одиницю прийняти рівною 149 600 000 км, то

1 пк = 30, 86^. 10¹² км = 206 265 а. о. = 3, 26 світлового року;

1 світловий рік = 9, 460 10¹²км = 63240 а. о. = 0, 3067 пс.

В астрономічних одиницях виражаються відстані до тіл Сонячної системи. Наприклад, Меркурій знаходиться від Сонця на відстані 0, 387 а. о., а Плутон — на відстані 39, 75 а. о.

Відстані до небесних тіл, що знаходяться за межами Сонячної системи, зазвичай виражають у парсеках, кілопарсеках (1000 пк) та мегапарсеках (1 000 000 пк), а також у світлових роках. У цих випадках:

,

Найближча до Сонця зоря Проксіма Центавра має річний пара­лакс те = 0", 762. Отже, вона знаходиться від нас на відстані 1, 31 пк, або 4, 26 світлового року.

Визначення відстаней до планет Сонячної системи

Середню відстань г планети від Сонця (у частках а. о.) знаходять за періодом її обертання Т, де г виражено в а. о., а Т — у земних роках. Масою планети m, порівняно з масою сонця т_е, можна знехтувати. Формула випливає з третього закону Кеплера (квадра­

ти періодів обертання планет навколо Сонця відносяться як куби їх середніх відстаней від Сонця). Відстані до Місяця і планет з високою точністю визначено також методами радіолокації планет.

Визначення відстаней до зір

Метод паралакса. Внаслідок річного руху Землі по орбіті близькі зорі незначною мірою переміщуються відносно далеких «нерухомих» зір. За рік така зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розміри якого тим менші, чим віддаленіша зоря. У кутовій мірі велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно 1 а. о. (велика піввісь зем­ної орбіти), перпендикулярна до напрямку на зорю. Цей кут (я), названий річним або тригонометричним паралаксом зорі, дорівнює половині її видимого зміщення за рік, служить для вимірювання відстані до неї на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника ЗСА, у якому відомий кут я і базис — велика піввісь земної орбіти. Відстань г до зорі, що визначається за величиною астрономічної одиниці і її тригонометричного паралакса п, так само:

(пк)

де паралакс п виражений у кутових секундах.