Auringon parallaksi

Auringon parallaksi, Auringon päivittäinen parallaksi ( π ☉ ) on Auringon vaakasuora ekvatoriaalinen parallaksi , kulma, jossa Maan päiväntasaajan säde näkyy Auringon keskimääräiseltä etäisyydeltä [1] .

Vuoteen 1964 asti se oli tähtitieteellinen perusvakio ja sen katsottiin olevan 8,80 tuumaa [2] . Kun tähtitieteellinen liitto hyväksyi uuden yksikköjärjestelmän vuonna 1964, π ☉ on vakion derivaatta ja on 8,794 " . [1]

Auringon parallaksin määritysmenetelmät jaetaan geometrisiin (trigonometrisiin), dynaamisiin (gravitaatio) ja fysikaalisiin.

Geometriset määritysmenetelmät

Geometristen menetelmien teorian kehitti vuonna 1677 E. Halley . Ne perustuvat astrometrisiin mittauksiin taivaankappaleiden sijainnista tähtiin nähden. Mittauksia voidaan saada samanaikaisesti kahdessa eri observatoriossa, jotka sijaitsevat lähes samalla pituuspiirillä ja melko kaukana leveysasteelta, tai yhdessä, mutta eri vuorokauden aikoina käyttämällä tarkkailijan liikettä avaruudessa Maan päivittäisen pyörimisen vuoksi. .

Taivaankappaleiksi, joiden mitattuja asentoja käytettiin laskemaan π ☉ , otettiin eri aikakausina [1] :

• Mars (1600-luvun toisesta puoliskosta lähtien);
• Venus ja sen kulku Auringon kiekon poikki (XVIII ja XIX vuosisadat)
• Pienet planeetat, mukaan lukien Eros , Icarus ja Geographer, joiden koordinaatit on määritetty valokuvahavainnoilla (1800-luvun lopusta lähtien).

Dynaamiset tunnistusmenetelmät

Dynaamiset menetelmät Auringon parallaksin määrittämiseksi perustuvat muiden taivaankappaleiden vetovoiman aiheuttamien planeettojen ja kuun liikkeen häiriöiden tutkimukseen. Mitattua etäisyyttä taivaankappaleeseen R 0 verrataan efemeridistä laskettuun etäisyyteen R c . Yhden havainnon tuloksena saadaan ehdollinen yhtälö planeetan kiertoradan elementtien suhteen [2] :

Ja he uskovat, että korjaus planeetan kiertoradan puolipääakseliin johtuu tähtitieteellisen yksikön epätarkkuudesta ja vastaavasti Auringon parallaksista.

Fysikaaliset määritysmenetelmät

Fysikaaliset määritysmenetelmät perustuvat Maan keskinopeuden heliosentrisellä kiertoradalla ( V 0 ≈29,8 km/s ) ja kiertoradan puolipääakselin suhteeseen.

V 0 voidaan määrittää mittaamalla lähellä ekliptiikkaa olevien tähtien säteittäiset nopeudet; määritetään vuotuinen aberraatiovakio; mittaamalla radiolinjojen (aallonpituudella 21 cm) Doppler-siirtymiä tähtienvälisten vetypilvien spektrissä.

Puolipääakseli voidaan saada tutkamenetelmillä mittaamalla etäisyydet Maan ja planeettojen, Kuun ja avaruusluotainten välillä.

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 Abalakin V.K. Auringon parallaksi // Suuri Neuvostoliiton tietosanakirja. 3. painos - M . : Neuvostoliiton tietosanakirja, 1975. - T. 19. Otomi - Patch . - S. 182-183 .
2. ↑ 1 2 Zharov V. E. Päivän parallaksi // Pallotähtitiede . - M. , 2006. - 480 s. — (Monografiat ja oppikirjat). -500 kappaletta .  — ISBN 5-85099-168-9 .

Kirjallisuus

• Blazhko S. N. Pallotähtitieteen kurssi. - 2. - M. - L., 1954.;
• Idelson N. I. Tähtitieteen ja geodesian perusvakiot kirjassa: Astronomical Yearbook of the USSR for 1942. - M. - L., 1941.;
• Kulikov K. A. Tähtitieteen perusvakiot. - M. , 1956.;
• Tähtitieteen perusvakiot (Proceedings of the 21st Symposium of the International Astronomical Union, 21. elokuuta 1961). - M. , 1967 .;
• Lilley E., Brouwer D. Auringon parallaksi ja vetyviiva  (englanniksi)  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1959. - Voi. 64 , nro. 8 . - .