Астрономија

Како се прелази са транзитног времена на удаљеност Земља-Сунце?

Како се прелази са транзитног времена на удаљеност Земља-Сунце?


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.

Почетком 18. века, Халеј је описао метод за одређивање вредности астрономске јединице посматрајући транзит Венере са више локација на Земљи. Како се прелази из транзитног времена на две различите локације на удаљеност између Сунца и Земље? Пронашао сам многе описе у прилично нејасним терминима ове методе, али која је математика иза тога?


Прецизно знамо однос између удаљености Земља-Венера и Венера-Сунце. Кеплерови закони нам ово дају.

Знамо, у погледу привидне величине неба, тачну величину Сунца у степенима - само гледањем у њега.

Постављајући Венеру између Сунца и Земље, можемо је гледати са једне тачке на Земљи (назовите је $ Н $) и видети Венеру против Сунца у тачки коју ћу назвати $ н $. Понављање са другог места (позовите $ С $) на другој географској ширини добијамо још једну тачку, $ с $. Ако знамо колико су те две тачке удаљене на небу, можемо користити у односу удаљеност Венере да нам каже угао линија на Венери $ Н $-Венус-$ н $ и $ С $-Венус-$ с $. Пошто знамо удаљеност у километрима између $ Н $ и $ С $, то значи да можемо решити троугао и добити удаљеност у километрима између Венере и $ Н $ или $ С $. (Овде прећутно изостављам неколико корака, попут чињенице да је „удаљеност“ између $ Н $ и $ С $ је удаљеност север-југ, а не удаљеност великог круга дуж површине Земље). Имајући удаљеност између Венере и $ Н $ или $ С $, можемо то помножити (пошто тачно знамо однос) на растојање између Сунца и $ Н $ или $ С $.

Дакле, остаје да нађемо растојање на небу између $ н $ и $ с $. Директно мерење се не може извршити довољно тачно. Сходно томе користимо транзитног времена као пуномоћник. Линија која пролази кроз средину Сунца дужа је од линије која сече преко њеног врха или дна. Дакле, транзитно време нам говори колико је тачка северно или јужно од пречника Сунца $ с $ или $ н $ путује.

Заправо су потребна три транзитна времена, а не два. Да бисте то видели, претпоставимо да су времена за $ с $ и $ н $ били једнаки. Све што бисмо тада, строго говорећи, знали је да су били симетрично распоређени око пречника - а не колико су били северно или јужно од пречника. Али пошто знамо колико брзо Венера путује по Сунчевом лицу, можемо израчунати трајање хипотетичког транзита дуж пречника, а та бројка се онда може комбиновати са само два стварна запажања.

Да резимирам:

  • Трајање транзита даје географске ширине на сунчевом диску.
  • Географске ширине на сунчевом диску дају угаону удаљеност између две транзитне тачке. - Однос величина орбите трансформише ово у угао дугог танког троугла који се налази на Венери и спаја две тачке осматрања на Земљи. - Тригонометрија даје удаљеност Венере и Земље у земаљским јединицама. - Однос величина орбите, опет, даје удаљеност Сунца и Земље у земаљским јединицама.

Најпрецизније мере ове удаљености су радари из 1960-их. Међутим, удаљеност је била позната, мада отприлике, још од античких времена.

Аристарх са Самоса (310 пр. Н. Е. - 230 п. Н. Е.) Користио је угао између осе Земља-Месец и Земље-Сунца када је Месец у првој четвртини (издужење Месеца, $ Е $), а затим је, једноставном тригонометријом, могао да одреди удаљености :

Будући да је већ израчунао удаљеност Земља-Месец од трајања помрачења Месеца, могао је да закључи о удаљености Земља-Сунце. Резултати су били лажни због превише лабаве мере угла, али његова метода је била врло тачна. Погледајте Википедиа за више детаља.

Још једну методу су 1672. истражили Цассини и Рицхер: мерили су паралаксу (тј. Варијацију угла када се гледа са различитих места) под којом је Марс виђен у Цаиеннеу и Паризу, у тренутку противљења. Из овога су извели растојање Земља-Марс. Затим, користећи Кеплеров закон

$ фрац= константа $ (где је $ а $ удаљеност између планете и Сунца, а $ п $ бочно време)


Концептуални модел

Сад кад имам ову угаону брзину Венере у односу на Сунце, шта ћу с њом? Дозволите ми да започнем са овим поједностављеним моделом орбита Земље и Венере (не у мери).

За овај модел претпоставићу да се и Земља и Венера крећу кружним путањама око Сунца. Будући да је ово орбитално кретање последица гравитационе силе између сваке планете и Сунца, могу да добијем следећи однос између угаоне брзине (око Сунца) и удаљености од Сунца.

Само да буде јасно, рстр је радијус орбите за одређену планету и ωстр је орбитална угаона брзина те планете. Члан 1 / р 2 је гравитациона сила и ω 2 пута р је убрзање објекта који се креће у кругу. Маса планете (мстр) отказује. Укратко, што је планета даље од Сунца, угаона брзина је нижа. Угаоне брзине за Земљу и Венеру је прилично лако одредити.

Наравно, не знамо орбиталне раздаљине ни за једну планету, али познавање односа угаоних брзина даће однос растојања.

Овде је кључно да и Земља и Венера имају угаоне брзине које зависе од исте гравитационе константе (Г.) и исту масу Сунца.


Једноставан начин

Ако на Флицкр-у или Гоогле-у тражите ИСС фотографије, већина резултата које видите (осим НАСА-иних слика) биће типа звезда. Ово је невероватно једноставно за почетак. Али немојте мислити да свака звездана стаза или станица изгледа слично. Како стекнете мало праксе и искуства, можете створити неке инспиративне оријентирне слике помоћу ИСС-а који пролази изнад главе.

Потребна опрема:

  • Камера са променљивом контролом затварача. Већина усмерених и пуцајућих камера ће радити за ово, али већина паметних телефона је победила & # 8217т. (Овде сам користио Цанон Т3и.)
  • Статив за мирно држање камере.
  • Такође препоручујем интервалометар ако користите ДСЛР.

Прво схватите када ће ИСС проћи изнад нас и којим путем ће проћи кроз небо. ИСС Споттер на иПхоне-у је одличан ресурс за откривање времена, колика ће количина пролаза бити обасјана сунцем и колико ће бити сјајна. Веб локације за проверу можете пронаћи у 3 једноставна алата за уочавање ИСС-а.

Сад кад знате када ако фотографишете фотографију, морате тачно да знате где на небу. Бесплатни софтвер за планетаријум Стеллариум може се подесити тако да вам покаже пут којим ће ићи ИСС. Ако имате иПхоне, Стар Валк или Ски Сафари такође ће показати пут станице. Ниједан од ових производа неће вам рећи када је станица осунчана (видљива) у односу на то када ће бити у сенци. То је још један разлог да прво погледамо ИСС Спотер.

У Стеллариум-у или Стар Валк-у можете да забележите са којим сазвежђима или другим објектима ће станица пролазити у близини. Ово ће вам помоћи да саставите фотографију. У зависности од жижне даљине вашег сочива, можда ћете желети да снимите станицу док пролази поред одређеног сазвежђа. Можда ћете желети да стазу станице уоквирите земаљским оријентиром. То би могло бити дрвеће, кров куће или чак градски пејзаж. Начин на који одаберете кадрирање кадра је оно што га заиста чини јединственим!

Напомена: Угао и детаљи сваке пропуснице станице су различити, тако да морате проверити одвојено сваку пропусницу коју желите да фотографишете.

Једном када саставите своју фотографију, желите да подесите камеру да слика најмање 10 секунди. Подешавања која користите ће се разликовати од фотоапарата до нивоа загађења. Можете да направите једну експозицију (ИСС са дрвећем је једнократна експозиција од 15 секунди) или ако имате светле објекте, можете да направите серију краћих експозиција и да их касније сложите (као што сам то урадио са снимањем свемирске игле).

ВАЖНО: Пре него што ИСС пређе, тестирајте поставке фотоапарата. Урадите неколико пробних експозиција да бисте били сигурни да се слика неће одувати (од превише светлости), да ИСО није прениска (звезде су врло пригушене и мало) или да се појаве неки други мали проблеми. Ако направите низ експозиција за слагање, такође желите да искључите функцију смањења шума при дуготрајној експозицији у подешавањима фотоапарата. У супротном ћете имати празнину између сваке слике.


Безбедно посматрање Сунца

Сунце је изузетно блиставо и можете оштетити очи у року од неколико секунди ако га погледате без заштите. Да бисте видели Сунце током делимичног или прстенастог помрачења или транзита планете, потребно је да погледате а пројекција сунцу или користите специјални соларни филтер и мдасхвери тамне наочаре за сунце НЕ штите ваше очи. Остале ствари које НЕ треба користити (НИСУ безбедне) укључују: димљено стакло, наслагане сунчане наочаре, укрштене поларизујуће нијансе, фотографски филтри неутралне густине или филтер дизајниран да блокира видљиво светло за инфрацрвене слике. Ставке у претходној реченици не блокирају УВ или ИЦ зрачење које такође могу оштетити ваше очи. Следе сигурни начини посматрања Сунца.

Најједноставнија ствар за употребу је пројекција рупе. Прободите рупу у индексној картици палцем или оштром оловком, окрените је ка Сунцу и држите другу карту на три или четири метра иза ње у сенци предње карте. Велика рупа даје светлу, али нејасну слику, а мала рупа даје мутну, али оштру слику. Можете смањити одсјај дневног светла на картици за гледање затварајући поставку у дугачку кутију.

Оштрија и већа Сунчева слика може се направити пројекцијом Сунчеве слике кроз мали телескоп или двоглед на белу картицу иза телескопа или двоглед. Не гледај кроз телескоп или двоглед без специјалног соларног филтера! Треба да имате телескоп или двоглед на носачу. Усмерите телескоп или двоглед према Сунцу користећи сенку уређаја. Када сте усмерени ка Сунцу, сенка телескопа биће најмања. Тада ће из окулара на картицу сијати светла слика Сунца. Окрените дугме за фокусирање и подесите удаљеност картице од телескопа док Сунце не постане оштро и онолико велико колико желите. Графикон испод приказује Сунце током помрачења Сунца (са тамним Новим Месецом).

За директно гледање можете користити чашу електролучног заваривача нијансе # 14 (НЕ сенку нижег броја) или специјалне чаше & куотецлипсе & куот. Квалитетне и сигурне, али јефтине наочаре ецлипсе доступне су од Тхоусанд Оакс Оптицал и Раинбов Симпхони, оба америчка произвођача. Најбољи погледи су кроз правилно филтрирани телескоп. Астрономско друштво Керн поставиће телескопе са соларним филтрирањем постављене у Руссо'с Боокс у тржном центру Малл од нешто пре 15:00 до заласка сунца 5. јуна.

Соларни филтери за ваш телескоп или двоглед могу се наћи на Астро-Пхисицс, Тхоусанд Оакс Оптицал и Орион телескопима и двогледима. Соларни филтери долазе у облику вињачастих листова метализираног филма, метализиране црне полимерне пластике или метализираног стакла са металним филмима који обично пружају најбољи поглед, али сви су врло добри. Ови филтери се уклапају у предњи телескопа или двоглед. НЕМОЈТЕ користити мале филтере који прелазе преко окулара, јер повећана и концентрована сунчева енергија лако може да разбије филтер окулара (а затим и пржите очну јабучицу). Испод је неколико слика које сам снимио соларним филтером од метализованог филма преко телефото сочива од 300 мм са 1.4Кс екстендером (тако ефективна жижна даљина 420 мм) из Бакерсфиелда касно поподне. Изаберите слике да бисте добили слику у пуној величини.


Велика група сунчевих пега десно од центра 10. маја 2012. касно поподне. У ово доба дана Сунце је оријентисано на наше небо тако да је ротација Сунца од 11 до 5 сати. Ово ће бити правац у којем се сунчеве пеге током дана крећу.

Испод су друге веб странице које можете погледати ради посматрања Сунца и више детаља о Венерином транзиту Сунца.

Посматрање веб страница Сунца

  • Неба и телескопа Како посматрати делимично помрачење Сунца
  • Господина Ецлипсеа Безбедно посматрање помрачења Сунца
  • ТранситОфВенус.Орг'с Технике сигурног гледања
  • Доуг Дунцан-а Како сигурно гледати сунце
  • Ралпх Цхоу-а Безбедност очију током помрачења Сунца и Филтери затамњења

5. јуна Транзит Венере

Објављено у Астрономске белешке: 11. октобра 2014 (страница последњи пут ажурирана: 13. августа 2012 - везе су у то време биле тачне)


Изјава о одрицању одговорности: Следећи материјал се чува на мрежи у архивске сврхе.

Халеијев метод извођења АУ

(Први од 3 повезана необавезна одељка)

Трећи Кеплеров закон омогућава процену димензија Сунчевог система у релативним јединицама, нпр. у „астрономским јединицама“ (АУ), где је 1 АУ средња удаљеност Сунца и Земље. Међутим, за изражавање АУ у километрима или у миљама изгледа да је потребна нека врста паралаксије - неке разлике у посматраном положају неког објекта у Сунчевом систему, гледано из две одвојене тачке, удаљеност између којих (у километрима или миљама) ) познат као. Проблем је што су планетарни објекти толико енормно удаљени да је помак у њиховом привидном положају, када се гледа са два одвојена места на Земљи, сићушан мали.

Едмонд Халлеи је предложио коришћење транзита Венере преко Сунчевог диска, када се чини као тамна округла тачка - или да цитирам једног посматрача транзита 2004. године, „попут боровнице испред поморанџе“. Ово је релативно редак догађај. Транзити се дешавају у паровима у размаку од више од једног века: ниједан се није десио током 1900-их, иако се један догодио 8. јуна 2004., а други 2012. Подаци о транзиту 2004. (за који је ова страница првобитно била припремљена) налазе се овде.

Претпоставимо да неки посматрач у тачки П на Земљи види Венеру како прелази Сунчев диск од А до Б (слика 2 горе - две слике, предња и бочна). Кретање Венере преко Сунчевог диска настало је услед комбинованих орбиталних кретања две планете по Кеплеровим законима, што је планета ближа Сунцу, брже се креће, па се Венера креће брже од Земље, а током транзита суштински претече то.

Орбитална раван Венере прилично је близу Земљине, обично познате као раван еклиптике (блиска, али не и идентична - да јесте, транзит би се догодио сваки пут када Венера претекне Земљу). Стога је линија АБ готово паралелна правој која означава еклиптику на небеској сфери, линију дуж које раван еклиптике пресеца наш поглед на небо.

Гледано из друге тачке П ', Венера се креће дуж А'Б', у суштини паралелно са АБ. Та различита тачка је пожељно на супротној страни екватора, дајући им различите географске ширине. Ако затим измеримо растојање Д између АБ и А'Б ', у принципу можемо применити једноставну тригонометрију на паралаксу и извести растојање ПВ између П и положаја В Венере.

Кад би астрономија била тако лака! Заправо, линије АБ и А'Б 'су врло близу једна другој. Слика на врху странице садржи слике Венере испред Сунца, добијене 8. јуна 2004. године, са 3 локације, а сваки скуп података означен је другом бојом. Очигледно је да су стазе врло близу, удаљене мање од радијуса Венере. Мерење сваког одвојено и из тога произилази њихово раздвајање Д вероватно неће дати врло тачан резултат.

Оно што је Халлеи приметио јесте да се еквивалентне информације могу добити временским одређивањем проласка Венере од А до Б и од А 'до Б'. Будући да се ивица („екстремитет“) Сунчеве криве, дужина АБ разликује се од дужине А'Б '(ми кажемо „дужина“ због погодности - заправо су АБ, А'Б' и Д сви визуелни углови). Привидна брзина кретања Венере преко Сунца готово је иста када се гледа са било које локације на Земљи, па се добијањем разлике у времену између укрштања АБ и А'Б 'такође може утврдити удаљеност Д. Ово је много осетљивије јер трајање транзита износи сати, док разлика у времену транзита може износити неколико минута. Таква трајања могу се (у принципу) прилично тачно измерити.

Ови одељци описују поједностављени поступак за извођење астрономске јединице из транзитних времена 8. јуна 2004. године, користећи предвиђено трајање транзита. Астрономи који су овде израчунали та трајања (добијена са веба) - наравно користили су добро утврђену вредност астрономске јединице, чинећи ово само вежбом. Да је ово био „стварни“ прорачун, користиле би се посматране вредности. Ово ће бити донекле груба рачуница, користећи поједностављујуће претпоставке и занемарујући исправке које ће стварне одредбе можда требати.

С обзиром да имамо слободу да одаберемо осматрачке станице, бирамо две на готово истој дужини и на једнаким географским ширинама северно и јужно од екватора. Обоје су у Африци (географска ширина и дужина унутар око пола степена)


Каиро Лат. 30 Н. Дуго. 32 Е.
Дурбан Лат. 30 С. Дуго 31 Е.

Ова симетрија положаја поједностављује анализу. Као што је горе напоменуто, кретање Венере преко Сунчевог лица готово у потпуности је последица орбиталних кретања Земље и Венере. Када Земља кружи око 30 км / с, може се помислити да се брзина коју доноси Земљина ротација може занемарити, јер она обично износи само неколико стотина метара / секунду. Међутим, та брзина помера посматрача током читавог трајања транзита, и износи више од 5 сати. За то време неки посматрачи могу бити расељени за један Земљин радијус, а разлика у померању између посматрача на различитим географским ширинама може достићи неколико хиљада километара.

С друге стране, информације из којих је изведена астрономска јединица садрже временску разлику & # 916Т од само око 5 минута, током којих се Земља креће за око

Додатни помак од неколико 1000 км могао би озбиљно погоршати резултат и можда ће бити потребна додатна корекција. Да бисмо овде поједноставили прорачун, заобишли смо овај проблем одабиром два места подједнако удаљена од екватора, а тиме и једнаким брзинама ротације. Избором готово исте дужине такође се уједначавају брзине у односу на Венеру и Сунце. Дакле, оба транзитна времена утичу готово подједнако, а & # 916Т ће се користити без додатне корекције.

Ова веб страница је повезана са две друге.

Следећа страница даје извод Д. За прорачун су потребне неке тригонометрије развијене у „Освеживачу математике“, а посебно формуле за синус и косинус сума углова, изведене у одељку М-11.

На страници која следи следи изведена је приближна вредност астрономске јединице. Због коришћених апроксимација, резултат се смањује за неколико процената, али не захтева никакве математичке алате осим оних који су овде обрађени. Такође ћете наићи на неке од компликација са којима се астрономи морају борити.


Ефекат светлосног путовања-времена проналази нове астрономске примене

Монтажа Јупитер-Јоа из нових хоризоната. Заслуге: НАСА, Јохнс Хопкинс У. АПЛ, СВРИ

Понекад су испробане и истините методе и даље најбоље, чак и у посматрачкој астрономији. Истраживачи са Универзитета у Прагу то су недавно демонстрирали у студији помрачујућег бинарног система В994 Херцулис (В994 Хер).

Истраживачи П. Засцхе и Р. Ухла користили су методу познату као Ефекат времена путовања светлости како би верификовали да је В994 Хер заправо двострука бинарна. Ако тај метод звучи познато било ком историчару астрономије тамо, то је зато што су га астрономи 17. века први пут користили за мерење брзине светлости.

В994 Њена је реткост на небу. Иако су познати многи помрачујући бинарни елементи, В994 Хер је једна од само шест откривених четвороструких помрачујућих бинарних звезда. Помрачна бинарна звезда је систем где две звезде пролазе једну испред друге из нашег видокруга. Иако преблизу да би се визуелно поделили, помрачујући бинарни елементи периодично расту и опадају. Један познати пример је звезда Алгол (Бета Персеј) у сазвежђу Перзеј. Алгол на арапском значи „Демон звезда“, што сугерише да су њену радозналу природу арапски астрономи познавали у преттелескопско доба.

Наравно, да би се ово десило, две звезде морају да буду у прилично тесној орбити која је близу ивице наше земаљске видиковне тачке. Истраживачи који траже транзите на егзопланети суочавају се са истом дилемом. Дакле, систем са два помрачујућа бинарна пара је заиста веома редак. Иако је сателит Хиппарцос приметио током истраживања 1997. године, права природа система В994 Хер остварена је тек 2008.

Оле Рøмер изводећи посматрања ... међу осталим застарелим астрономским инструментима забележите пролазни телескоп постављен на прозор! Заслуга: 1735 гравура из Хорребовс Басис Астрономиае у јавном домену

Аутор Доуглас Адамс једном је рекао да „Светлост путује тако брзо да је већини раса потребно хиљаде година да схвате да уопште путују“. Чудно је о томе размишљати у модерном свемирском добу, али није било разлога да рани астрономи претпоставе да пренос светлости није био тренутни. Једноставно није било свакодневних ситуација које би могле наговестити другачије.

Али 1676. године, дански астроном Оле Цхристенсен Рøмер почео је да примећује необичан феномен покушавајући да посматра транзите у сенци Јупитерових месеца. Конкретно, приметио је да се ти догађаји догађају раније у одређена времена и касније него што се предвиђало у друга. Рøмер је тада направио интуитиван скок који је био огроман за то време. Сунчевој светлости која се одбијала од Јупитера и његових месеци требало је времена да стигне на Земљу, а то је варирало како је варирала удаљеност од Земље до Јупитера. Ову је тврдњу жестоко оспорио његов савременик Гиованни Цассини.

Локација В994 Херкулис у сазвежђу Херкулес. Заслуга: аутор користи Звездану ноћ

Цхристиан Хуигенс је касније из Рøмерових запажања проценио да је брзина светлости 217.000 километара у секунди, око 70% од данас прихваћене вредности од 300.000 километара у секунди. Један од проблема био је тај што је Хуигенс користио вредност од 22 минута да светлост пређе Земљину орбиту, око 4 минута предуго. Запамтите, удаљеност Земља-Сунце (1 астрономска јединица) била је у то време само приближно позната, а експедиције се неће ширити широм света у покушају да измеру соларну паралаксу током транзита Венере све до скоро једног века касније 1761. године и 1769. Ипак, прва мерења ових астронома из 17. века довела су науку на прави пут, а данас се Оле Рøмер углавном памти по Рøмеровој хипотези.

Премотајте унапред до данас. Користећи овај потпуно исти метод, астрономи могу измерити заостајање периодичних помрачења В994 Хер, баш као што је Рøмер то учинио за Јупитерове месеце док су пролазили испред и иза џиновске планете. Оно што су пронашли је фасцинантан систем. Удаљена 796 светлосних година, В994 Хер се састоји од два пара са периодима од 2,08 дана, односно 1,42 дана, при чему сваки пар кружи око заједничког баријента у распону од 6,3 године. На + 7. магнитуде, В994 је најсјајнији четвероструки помрачујући бинарни систем на ноћном небу, смештен у сазвежђу Херкулес. Пар је, међутим, изазовна подела за телескопе на раздаљини од око 1 ".

Слика Јупитера и Јое снимљена рефлектором опсерваторије Фландрау од 16 ват. Заслуга: Аутор

Засцхе и Ухла такође наводе у свом недавном раду да је „В994 Хер први помрачујући бинарни систем где се метода може применити на оба бинарна система“. Такође је вредно напоменути да су мерења извршена у сарадњи са приватном аматерском опсерваторијом у Чешкој и да су мерења била довољно прецизна да нису била потребна накнадна спектроскопска посматрања за мерење радијалних брзина система.

Случајно, Јупитер данас достиже источну квадратуру и у сумрак лежи високо на вечерњем небу. На 90 ° издужења од Сунца, џиновска планета и њена пратња месеца бацају своју сенку на једну страну, гледано са наше земаљске видиковце. Супротно томе, видимо да се систем готово суочава током опозиције која ће се следећи пут догодити за Јупитер 5. јануара 2014. 2013. је заправо година „без опозиције“ и за Јупитер и за Марс! Човек би могао лако поновити откриће Оле Рøмера правећи прецизне термине појава Јупитерових месеца током године. Само имајте на уму да савремени ефемериди сада узимају у обзир време путовања светлости. Човек би морао да „кува“ или израчунава сопствене табеле под претпоставком да су се догађаји посматрали тренутно и упоређује их са оним што је посматрано. Било у нашем Сунчевом систему или широм галаксије и свемира, брзина светлости није само добра идеја већ је и закон!

Квадратура насупрот опозицији. Заслуга: Аутор

Овде прочитајте оригинални чланак Астрономског института на Универзитету Цхарлес у Прагу.


Колико је Венера удаљена од сунца?

Све планете круже око сунца у елипси, а не у кругу, али Венера има најкружнију орбиту планета. У просеку је удаљеност Венере од сунца 67 милиона миља (108 милиона км). Најближе му је (перихел), удаљено је само 107,7 км (66,7 милиона миља), а најудаљеније (афелиј) је само 67,7 милиона миља (108,9 милиона км).

Венера није најсјајнија планета на небу јер је најближа сунцу који Меркур носи ту част. Али за разлику од Меркура, Венера има густу, облачну атмосферу која рефлектује светлост боље од Меркурове стеновите површине (такође одржава планету врућом). Због тога се истиче, сјајнија од било које звезде чак и у најмањој светлости.


Понедељак, 4. фебруара 2019

Више је мање у фотографисању иридијумових бакљи.

Јуче (3. фебруара 2019.) сам снимио иридијумску ракету само пет минута након заласка сунца на оном што је још увек било дневно светло. Међутим, као што видите, ухватио сам само половину бакље.

Важно је схватити да је у таквом случају изузетно важно бити што ближе централној линији. Чак и неколико километара источно или западно од њега и ракета неће бити видљива. током ноћи човек може бити удаљен десетине километара, али не и током дана.

Одаберем место на централној линији и подесим камеру помоћу паметног телефонског компаса, и око 20
секунде пре почетка проласка за снимање видео записа.

Ракета је била врло светла и врло кратка, а коначни резултат се види на фотографији на почетку поста.
Камера је много осетљивија од људског ока и снимила је неколико секунди одбљеска, али
на жалост, нисам га усмерио на тачно место.

Па шта је пошло по злу? Желео сам да употребим већу жижну даљину да снимим дугачак и широк одсјај. коришћење дуже жижне даљине захтева прецизност, па је боље користити мању жижну даљину. Такође, будући да се ракета помера одозго према доле (или одоздо према горе), постављање камере вертикално ће дати више простора за грешке. Дакле, више је мање. Више зума, мање простора за грешке и требао бих да користим 50 мм уместо 70 мм.

Да резимирамо овде је стари видео који приказује ретки двоструки дневни Иридијум! Бар сам то добро схватио!

И да завршимо пост, додаћемо сјајну фотографију заласка сунца након ракете


Садржај

Метода рада ослањала се на неколико запажања:

  • Привидна величина Сунца и Месеца на небу.
  • Величина Земљине сенке у односу на Месец током помрачења Месеца
  • Угао између Сунца и Месеца током полумесеца је врло близу 90 °.

Остатак чланка детаљно описује реконструкцију Аристархове методе и резултата. [4] Реконструкција користи следеће променљиве:

Симбол Значење
φ Угао између Месеца и Сунца током полумесеца (директно мерљив)
Л Удаљеност од Земље до Месеца
С. Удаљеност од Земље до Сунца
Месечев радијус
с Полупречник Сунца
т Радијус Земље
Д. Удаљеност од центра Земље до темена Земљине конусне сенке
д Полупречник Земљине сенке на месту Месеца
н Ратио, д / ℓ (директно уочљива количина током помрачења Месеца)
Икс Ратио, С / Л = с / ℓ (која се израчунава из φ)

Аристарх је започео са претпоставком да током полумесеца Месец формира правоугли троугао са Сунцем и Земљом. Посматрајући угао између Сунца и Месеца, φ, однос удаљености до Сунца и Месеца могао би се утврдити коришћењем облика тригонометрије.

Из дијаграма и тригонометрије то можемо израчунати

Дијаграм је увелико претјеран, јер у стварности, С = 390 Л., и φ је изузетно близу 90 °. Утврдио је Аристарх φ да буде тридесети квадрант (у модерним терминима 3 °) мањи од правог угла: у тренутној терминологији 87 °. Тригонометријске функције још нису биле измишљене, али користећи геометријску анализу у Еуклидовом стилу, Аристарх је утврдио да

Другим речима, удаљеност до Сунца била је негде између 18 и 20 пута већа од удаљености до Месеца. Ову вредност (или вредности блиске њој) астрономи су прихватили у наредне две хиљаде година, све док изум телескопа није дозволио прецизнију процену соларне паралаксе.

Аристарх је такође закључио да како су угаоне величине Сунца и Месеца биле исте, али да је удаљеност до Сунца била између 18 и 20 пута већа од Месеца, Сунце стога мора бити 18–20 пута веће.

Аристарх је затим користио другу конструкцију засновану на помрачењу Месеца:

Подељењем ове две једначине и коришћењем запажања да су привидне величине Сунца и Месеца исте, Л С = ℓ с < дисплаистиле < фрац > = < фрац < елл>>>, приноси

Једна од десних једначина може се решити за ℓ / т

Изглед ових једначина може се поједноставити коришћењем н = д / ℓ и Икс = с / ℓ.

Горе наведене једначине дају радијусе Месеца и Сунца у потпуности у погледу уочљивих величина.

Следеће формуле дају растојања до Сунца и Месеца у земаљским јединицама:

где θ је привидни полупречник Месеца и Сунца мерено у степенима.

Мало је вероватно да је Аристарх користио ове тачне формуле, али ове формуле су вероватно добра апроксимација за Аристархове.

Горње формуле се могу користити за реконструкцију резултата Аристарха. Следећа табела приказује резултате дугогодишње (али сумњиве) реконструкције н = 2, Икс = 19.1 (φ = 87 °) и θ = 1 °, заједно са модерно прихваћеним вредностима.

Количина Однос Реконструкција Модеран
с / т Сунчев радијус у Земљиним полупречницима 6.7 109
т / ℓ Земљин полупречник у Месечевим радијусима 2.85 3.50
Л / т Удаљеност Земља-Месец у Земљиним полупречницима 20 60.32
С / т Растојање Земља-Сунце у Земљиним полупречницима 380 23,500

Грешка у овом прорачуну долази првенствено из лоших вредности за Икс и θ. Лоша вредност за θ је посебно изненађујуће, јер Архимед пише да је Аристарх први утврдио да су Сунце и Месец имали привидни пречник од пола степена. То би дало вредност од θ = 0,25, и одговарајућа удаљеност до Месеца од 80 Земљиних полупречника, много боља процена. Чини се да је неслагање у раду са Архимедом резултат узимања Аристархове изјаве да је месечев лучни промјер 1/15 "мероса" зодијака што значи 1/15 зодијачког знака (30 °), несвестан да Грчка реч „мерос“ значила је или „део“ или 7 ° 1/2, а 1/15 последњег износа је 1 ° / 2, у складу са Архимедовим сведочењем.

Сличан поступак су касније користили Хипарх, који је проценио средњу удаљеност до Месеца као 67 Земљиних полупречника, и Птоломеј, који је за ову вредност узео 59 Земљиних полупречника.

Неке интерактивне илустрације пропозиција у Он Сизес можете пронаћи овде: