Как найти расстояние от планеты до солнца через период

Как найти расстояние от планеты до солнца через период

4.1 рЩФБСУШ ПРТЕДЕМЙФШ ТБУУФПСОЙС РМБОЕФ ПФ уПМОГБ Й ЙИ РЕТЙПДЩ ПВТБЭЕОЙС ЙЪ ОБВМАДЕОЙК , ЧЩ ЖБЛФЙЮЕУЛЙ ПЛБЪЩЧБЕФЕУШ Ч РПМПЦЕОЙЙ йПЗБООБ лЕРМЕТБ, Ч ТБУРПТСЦЕОЙЙ ЛПФПТПЗП ЛБЛ ТБЪ Й ВЩМЙ ФПМШЛП «УЩТЩЕ» ДБООЩЕ П РПМПЦЕОЙЙ РМБОЕФ ОБ ОЕВЕУОПК УЖЕТЕ, Й ЛПФПТЩК ПРТЕДЕМСМ РП ЬФЙН ДБООЩН ТБУУФПСОЙС Й РЕТЙПДЩ У ФЕН, ЮФПВЩ ХУФБОПЧЙФШ ЪБЛПОЩ ДЧЙЦЕОЙС РМБОЕФ.

йФБЛ, ТБУУНПФТЙН УОБЮБМБ ОЙЦОАА РМБОЕФХ — чЕОЕТХ. уМЕДХЕФ ДПЦДБФШУС ЬМПОЗБГЙЙ чЕОЕТЩ Й ЙЪНЕТЙФШ ОБЙВПМШЫЙК ХЗПМ, ОБ ЛПФПТЩК РМБОЕФБ ХДБМСЕФУС ПФ уПМОГБ. чЩ РПМХЮЙФЕ . оБТЙУХКФЕ ОЕИЙФТЩК ТЙУХОПЛ, ЙЪПВТБЦБАЭЙК ЛТХЗПЧЩЕ ПТВЙФЩ ъЕНМЙ Й чЕОЕТЩ, РТПЙЪЧПМШОПЕ РПМПЦЕОЙЕ ъЕНМЙ Й чЕОЕТХ Ч ЬМПОЗБГЙЙ. рТСНБС ъЕНМС — чЕОЕТБ РТЙ ЬФПН СЧМСЕФУС ЛБУБФЕМШОПК Л ПТВЙФЕ чЕОЕТЩ. йЪ ТЙУХОЛБ ПЮЕЧЙДОП, ЮФП УЙОХУ ХЗМБ ЬМПОЗБГЙЙ, Ф.Е. , ТБЧЕО ЙУЛПНПНХ ТБДЙХУХ ПТВЙФЩ чЕОЕТЩ Ч БУФТПОПНЙЮЕУЛЙИ ЕДЙОЙГБИ.

тБУУФПСОЙЕ ОБКДЕОП, ПРТЕДЕМЙН ФЕРЕТШ ЙЪ ОБВМАДЕОЙК РЕТЙПД ПВТБЭЕОЙС («ЪБВЩЧ» РТП ФТЕФЙК ЪБЛПО лЕРМЕТБ). уМЕДХЕФ ДПЦДБФШУС РПЧФПТЕОЙС ПДОПК ЙЪ ЛПОЖЙЗХТБГЙК чЕОЕТЩ —ОБРТЙНЕТ, ЧПУФПЮОПК ЬМПОЗБГЙЙ. ьФП ДБУФ УЙОПДЙЮЕУЛЙК РЕТЙПД ПВТБЭЕОЙС чЕОЕТЩ, 590 УХФПЛ. рПМШЪХСУШ ХТБЧОЕОЙЕН УЙОПДЙЮЕУЛПЗП ДЧЙЦЕОЙС, ОБКДЕН ЙУЛПНЩК УЙДЕТЙЮЕУЛЙК РЕТЙПД P :

ПФЛХДБ P = 225 УХФПЛ.

рЕТЕКДЕН Л ЧОЕЫОЕК РМБОЕФЕ — аРЙФЕТХ. оБВМАДЕОЙС РПЛБЪЩЧБАФ, ЮФП РПУМЕ РТПФЙЧПУФПСОЙС S — T — J (УН. ТЙУ.) аРЙФЕТ ДЧЙЦЕФУС 2 НЕУСГБ РПРСФОЩН ДЧЙЦЕОЙЕН. ъБФЕН Ч ФЕЮЕОЙЕ 9 НЕУСГЕЧ РТПЙУИПДЙФ РТСНПЕ ДЧЙЦЕОЙЕ. рПУМЕ ЬФПЗП ЧОПЧШ ОБЮЙОБЕФУС РПРСФОПЕ ДЧЙЦЕОЙЕ, Й ЮЕТЕЪ 2 НЕУСГБ ОБУФХРБЕФ УМЕДХАЭЕЕ РТПФЙЧПУФПСОЙЕ. йФБЛ, УЙОПДЙЮЕУЛЙК РЕТЙПД ПВТБЭЕОЙС РМБОЕФЩ, Ф.Е. РТПНЕЦХФПЛ ЧТЕНЕОЙ ПФ ПДОПЗП РТПФЙЧПУФПСОЙС ДП ДТХЗПЗП, ТБЧЕО T = 2+9+2 = 13 НЕУСГБН. йУЛПНЩК УЙДЕТЙЮЕУЛЙК РЕТЙПД P ОБКДЕН ЙЪ ХТБЧОЕОЙС УЙОПДЙЮЕУЛПЗП ДЧЙЦЕОЙС ДМС ЧОЕЫОЕК РМБОЕФЩ:

ЗДЕ ЧТЕНС ЙЪНЕТСЕФУС Ч ЗПДБИ, ПФЛХДБ

(вПМЕЕ БЛЛХТБФОЩЕ ОБВМАДЕОЙС ДБДХФ ВПМЕЕ ФПЮОПЕ ЪОБЮЕОЙЕ, 12 МЕФ.)

чОПЧШ РПДБЧЙЧ Ч УЕВЕ УПВМБЪО РТЙНЕОЙФШ ФТЕФЙК ЪБЛПО лЕРМЕТБ, ПРТЕДЕМЙН ФЕРЕТШ ЙЪ ОБВМАДЕОЙК ТБУУФПСОЙЕ ПФ аРЙФЕТБ ДП уПМОГБ. уДЕМБФШ ЬФП ОЕУЛПМШЛП ФТХДОЕЕ, ЮЕН Ч УМХЮБЕ чЕОЕТЩ. тБУУНПФТЙН ЧОПЧШ НПНЕОФ РТПФЙЧПУФПСОЙС, S — T — J . юЕТЕЪ 2 НЕУСГБ РПУМЕ ЬФПЗП (ФПЮОЕЕ, ЮЕТЕЪ 59 УХФПЛ) ОБУФХРЙФ УФПСОЙЕ аРЙФЕТБ ; ъЕНМС РТЙ ЬФПН ЪБКНЕФ РПМПЦЕОЙЕ . хЗПМ НПЦОП ЙЪНЕТЙФШ : . хЗПМ ЦЕ НПЦОП ЧЩЮЙУМЙФШ : ЪБ 59 УХФПЛ ъЕНМС РТПИПДЙФ ХЗПМ Ч , Б аРЙФЕТ — ХЗПМ , ТБЧОЩК , ПФЛХДБ . фЕРЕТШ ЧЩЮЙУМСЕН ХЗПМ : . рП ФЕПТЕНЕ УЙОХУПЧ ЙНЕЕН . тБДЙХУ ПТВЙФЩ аРЙФЕТБ ОБКДЕО: 5.1 Б.Е. (ОБ УБНПН ДЕМЕ — 5.203 Б.Е.).

4.2 рЕТЙЗЕМЙКОПЕ ТБУУФПСОЙЕ ДМС рМХФПОБ УПУФБЧМСЕФ Б.Е. вПМЕЕ ФПЮОПЕ ЪОБЮЕОЙЕ: Б.Е., ФБЛ ЮФП Ч РЕТЙЗЕМЙЙ рМХФПО ЮХФШ ВМЙЦЕ Л уПМОГХ, ЮЕН оЕРФХО, РПЮФЙ ФПЮОП ЛТХЗПЧБС ( e = 0.0086) ПТВЙФБ ЛПФПТПЗП ЙНЕЕФ a = 30.1. фЕУОЩИ УВМЙЦЕОЙК оЕРФХОБ Й рМХФПОБ ОЙЛПЗДБ ОЕ РТПЙУИПДЙФ. рЕТЙПДЩ ЙИ ПВТБЭЕОЙС ОБИПДСФУС Ч ТЕЪПОБОУЕ 3:2 (У ЛБЛПК ФПЮОПУФША?). ч ОБЮБМЕ XXII Ч. рМХФПО ПЛБЦЕФУС ЧВМЙЪЙ БЖЕМЙС, Й ЕЗП ТБУУФПСОЙЕ ПФ уПМОГБ ВХДЕФ ВМЙЪЛП Л Б.Е. рПЬФПНХ, ЕУМЙ УЮЙФБФШ, ЮФП НЗОПЧЕООЩК ТБЪНЕТ уПМОЕЮОПК УЙУФЕНЩ ПРТЕДЕМСЕФУС ТБУУФПСОЙЕН ПФ уПМОГБ ДП ОБЙВПМЕЕ ХДБМЕООПК ПФ ОЕЗП Ч ДБООЩК НПНЕОФ РМБОЕФЩ, ФП НПЦОП УЛБЪБФШ, ЮФП ПО РЕТЙПДЙЮЕУЛЙ ЙЪНЕОСЕФУС ПФ 30 ДП 50 Б.Е. уН., ЧРТПЮЕН ЪБДБЮХ .

рЕТЙПД ПВТБЭЕОЙС рМХФПОБ ЧПЛТХЗ уПМОГБ 250 МЕФ. пФЛТЩФ ПО ВЩМ лМБКДПН фПНВП Ч 1930 З., Ф.Е. 67 МЕФ ФПНХ ОБЪБД. ъБ ЬФП ЧТЕНС ПО УНЕУФЙМУС РП ПТВЙФЕ ОБ ХЗПМ . оБ УБНПН ДЕМЕ УНЕЭЕОЙЕ ОЕУЛПМШЛП ВПМШЫЕ (РПЮЕНХ?).

4.3 рП ФТЕФШЕНХ ЪБЛПОХ лЕРМЕТБ ВПМШЫБС РПМХПУШ ПТВЙФЩ оЕРФХОБ ТБЧОБ Б.Е., Ф.Е. оЕРФХО ОБИПДЙФУС Ч 30 ТБЪ ДБМШЫЕ ПФ уПМОГБ, ЮЕН ъЕНМС. хЗМПЧПК ДЙБНЕФТ уПМОГБ, ЧЙДЙНЩК У ъЕНМЙ, ТБЧЕО РТЙНЕТОП . уМЕДПЧБФЕМШОП, РТЙ ОБВМАДЕОЙЙ У оЕРФХОБ ДЙУЛ уПМОГБ ВХДЕФ ЧЙДЕО РПД ХЗМПН , Ф.Е. ОБ РТЕДЕМЕ ТБЪТЕЫЕОЙС ЗМБЪБ. тЕБМШОП ХЧЙДЕФШ ДЙУЛ ВХДЕФ ОЕМШЪС — уПМОГЕ «УМЕРЙФ ЗМБЪБ», Й РТЕДЕМШОПЕ ТБЪТЕЫЕОЙЕ ДПУФЙЗБФШУС ОЕ ВХДЕФ.

4.4 чПФ УППФЧЕФУФЧХАЭЙК ТЙУХОПЛ:

4.5 рПУЛПМШЛХ ВПМШЫБС РПМХПУШ ПТВЙФЩ аРЙФЕТБ ТБЧОБ 5 Б.Е., ФП ЧПРТПУ, РПУФБЧМЕООЩК Ч ЪБДБЮЕ, НПЦОП РЕТЕЖПТНХМЙТПЧБФШ ФБЛ: РПД ЛБЛЙН ХЗМПН ЧЙДОБ 1 Б.Е., ТБУРПМПЦЕООБС РЕТРЕОДЙЛХМСТОП Л МХЮХ ЪТЕОЙС, У ТБУУФПСОЙС Ч 5 Б.Е.? пФЧЕФ ПЮЕЧЙДЕО: ЬФПФ ХЗПМ ТБЧЕО РТЙНЕТОП 1/5 ТБДЙБОБ, Ф.Е. ПЛПМП .

4.6 тБУУФПСОЙЕ ДП Cen ТБЧОП РТЙВМЙЪЙФЕМШОП 1.3 РЛ. рП ПРТЕДЕМЕОЙА РБТУЕЛБ, ЬФП ПЪОБЮБЕФ, ЮФП ВПМШЫБС РПМХПУШ ПТВЙФЩ ъЕНМЙ, Ф.Е. 1 Б.Е., ТБУРПМПЦЕООБС РЕТРЕОДЙЛХМСТОП Л МХЮХ ЪТЕОЙС, ЧЙДОБ У Cen РПД ХЗМПН ХЗМ. УЕЛ. фБЛ ЛБЛ ВПМШЫБС РПМХПУШ ПТВЙФЩ аРЙФЕТБ ТБЧОБ 5 Б.Е., Б УБНБ ЕЗП ПТВЙФБ ВМЙЪЛБ Л ЛТХЗПЧПК, ФП ОБЙВПМШЫЕЕ ХЗМПЧПЕ ТБУУФПСОЙЕ ПФ уПМОГБ, ОБ ЛПФПТПН аРЙФЕТ ВЩЧБЕФ ЧЙДЕО У Cen, УПУФБЧМСЕФ ХЗМПЧЩИ УЕЛХОДЩ.

4.7 уЙОПДЙЮЕУЛЙК РЕТЙПД ЧТБЭЕОЙС уПМОГБ ДМС ОБВМАДБФЕМС ОБ нЕТЛХТЙЙ ЧЩЮЙУМСЕН РП ЖПТНХМЕ УЙОПДЙЮЕУЛПЗП ДЧЙЦЕОЙС: УХФПЛ (НЕТЛХТЙБОУЛЙК ЗПД ТБЧЕО ). рМХФПО ЦЕ ДЧЙЦЕФУС ЮТЕЪЧЩЮБКОП НЕДМЕООП, ФБЛ ЮФП УЙОПДЙЮЕУЛЙК РЕТЙПД ЧТБЭЕОЙС уПМОГБ РТБЛФЙЮЕУЛЙ УПЧРБДБЕФ У УЙДЕТЙЮЕУЛЙН, 25 УХФПЛ. уЙОПДЙЮЕУЛЙК РЕТЙПД РТЙ ОБВМАДЕОЙЙ У ъЕНМЙ ЧЩЮЙУМЙФЕ УБНПУФПСФЕМШОП.

4.8 хЗМПЧПК ДЙБНЕФТ ДЙУЛБ уПМОГБ УПУФБЧМСЕФ . тБУУФПСОЙЕ ПФ уПМОГБ ДП чЕОЕТЩ 0.7 Б.Е., ТБУУФПСОЙЕ ПФ ъЕНМЙ ДП чЕОЕТЩ Ч ОЙЦОЕН УПЕДЙОЕОЙЙ 0.3 Б.Е. рПЬФПНХ, РЕТЕУЕЛБС РП ДЙБНЕФТХ ДЙУЛ уПМОГБ, чЕОЕТБ РТПИПДЙФ Ч УЧПЕН УЙОПДЙЮЕУЛПН ДЧЙЦЕОЙЙ ДХЗХ (УН. ТЙУ.). дМС ЬФПЗП ФТЕВХЕФУС ЕЕ УЙОПДЙЮЕУЛПЗП РЕТЙПДБ. рПУМЕДОЙК ТБЧЕО (УН. ЪБДБЮХ ). пФУАДБ ОБИПДЙН ЙУЛПНПЕ ЧТЕНС: ПЛПМП 8 ЮБУПЧ.

ч ПФМЙЮЙЕ ПФ ЪБДБЮЙ РТП УПМОЕЮОПЕ ЪБФНЕОЙЕ, ДМС ПФЧЕФБ ОБ ЧПРТПУ П ОБРТБЧМЕОЙЙ РЕТЕНЕЭЕОЙС чЕОЕТЩ РП ДЙУЛХ уПМОГБ ВХДЕН ЗЕМЙПГЕОФТЙУФБНЙ. еУМЙ УНПФТЕФШ ОБ уПМОЕЮОХА УЙУФЕНХ УП УФПТПОЩ УЕЧЕТОПЗП РПМАУБ ъЕНМЙ, ФП Й чЕОЕТБ, Й ъЕНМС ДЧЙЦХФУС ЧПЛТХЗ уПМОГБ РТПФЙЧ ЮБУПЧПК УФТЕМЛЙ, РТЙЮЕН чЕОЕТБ ВЩУФТЕЕ, ЮЕН ъЕНМС. рПЬФПНХ ЧВМЙЪЙ ОЙЦОЕЗП УПЕДЙОЕОЙС чЕОЕТБ РЕТЕНЕЭБЕФУС РП ОЕВХ УМЕЧБ ОБРТБЧП. фБЛЙН ЦЕ ВХДЕФ Й ЕЕ ДЧЙЦЕОЙЕ РП ДЙУЛХ уПМОГБ.

4.9 рПЛТЩЧБЕНБС ЪЧЕЪДБ ОБИПДЙФУС ОБ НОПЗП РПТСДЛПЧ ДБМШЫЕ ПФ ъЕНМЙ, ЮЕН рМХФПО. рПЬФПНХ ЛПОХУ ФЕОЙ, ПФВТБУЩЧБЕНПК рМХФПОПН ОБ ъЕНМА РТЙ РПЛТЩФЙЙ, НПЦОП УЮЙФБФШ ГЙМЙОДТПН, ДЙБНЕФТ УЕЮЕОЙС ЛПФПТПЗП ТБЧЕО ДЙБНЕФТХ рМХФПОБ, 2300 ЛН. ьФП Й ЕУФШ ПГЕОЛБ ЫЙТЙОЩ РПМПУЩ ОБ РПЧЕТИОПУФЙ ъЕНМЙ, Ч РТЕДЕМБИ ЛПФПТПК НПЦОП ОБВМАДБФШ РПЛТЩФЙЕ. [оБ УБНПН ДЕМЕ ОБДП ХЮЕУФШ, ЮФП ъЕНМС ОЕ РМПУЛБС, Б ЫБТППВТБЪОБС. чУМЕДУФЧЙЕ ЬФПЗП ЫЙТЙОБ РПМПУЩ НПЦЕФ ДПУФЙЗБФШ 5600 ЛН; РПЛБЦЙФЕ ЬФП УБНПУФПСФЕМШОП.]

рТПДПМЦЙФЕМШОПУФШ РПЛТЩФЙС ПРТЕДЕМСЕФУС ДЙБНЕФТПН ФЕОЙ Й УЛПТПУФША ЕЕ ДЧЙЦЕОЙС РП РПЧЕТИОПУФЙ ъЕНМЙ. пТВЙФБМШОБС УЛПТПУФШ ъЕНМЙ ТБЧОБ 30 ЛН/У, рМХФПОБ — Ч ТБЪ НЕОШЫЕ, ФБЛ ЛБЛ УЛПТПУФШ ПВТБФОП РТПРПТГЙПОБМШОБ ЛПТОА ЙЪ ТБДЙХУБ ПТВЙФЩ. [пГЕОЙЧБС УЛПТПУФШ рМХФПОБ, НЩ РТЕОЕВТЕЗМЙ ЬММЙРФЙЮОПУФША ЕЗП ПТВЙФЩ. оЕФТХДОП ХЮЕУФШ ЕЕ Й ОБКФЙ, ЮФП УЛПТПУФШ рМХФПОБ Ч РЕТЙЗЕМЙЙ ЬММЙРФЙЮЕУЛПК ПТВЙФЩ У a = 40 Б.Е. Й e = 0.25 РТЙНЕТОП Ч ТБЪ ЧЩЫЕ УЛПТПУФЙ ДЧЙЦЕОЙС РП ЛТХЗПЧПК ПТВЙФЕ ТБДЙХУБ 30 Б.Е.] еУМЙ ЧП ЧТЕНС РПЛТЩФЙС ЧЕЛФПТ УЛПТПУФЙ ъЕНМЙ РЕТРЕОДЙЛХМСТЕО ПУЙ ГЙМЙОДТБ ФЕОЙ, ФП ФЕОШ ДЧЙЦЕФУС РП РПЧЕТИОПУФЙ ъЕНМЙ УП УЛПТПУФША ъЕНМЙ ПФОПУЙФЕМШОП рМХФПОБ, ЛН/У; ЕУМЙ РБТБММЕМЕО, ФП УП УЛПТПУФША рМХФПОБ, ЛН/У. пФУАДБ — ПГЕОЛБ РТПДПМЦЙФЕМШОПУФЙ РПЛТЩФЙС Ч ФПН НЕУФЕ, ЗДЕ ОБВМАДБФЕМШ РЕТЕУЕЛБЕФ ФЕОШ РП ДЙБНЕФТХ: c НЙО Ч РЕТЧПН УМХЮБЕ Й НЙО ЧП ЧФПТПН. ч ДТХЗЙИ НЕУФБИ РТПДПМЦЙФЕМШОПУФШ РПЛТЩФЙС ВХДЕФ НЕОШЫЕ.

рТПДПМЦЙФЕМШОПУФШ РПЛТЩФЙС 1988 З., ЛПФПТПЕ ОБВМАДБМПУШ ЧПУЕНША ЬЛУРЕДЙГЙСНЙ Ч бЧУФТБМЙЙ Й оПЧПК ъЕМБОДЙЙ Й Ч ИПДЕ ЛПФПТПЗП Х рМХФПОБ ВЩМБ ПФЛТЩФБ БФНПУЖЕТБ, УПУФБЧМСМБ Ч УТЕДОЕН ПЛПМП НЙОХФЩ.

4.10 нПЭОПУФШ УЙЗОБМБ, РТЙИПДСЭЕЗП ОБ МПГЙТХЕНПЕ ФЕМП, РТПРПТГЙПОБМШОБ . нПЭОПУФШ УЙЗОБМБ, РТЙИПДСЭЕЗП ПФ ФЕМБ ОБ ъЕНМА, ФБЛЦЕ РТПРПТГЙПОБМШОБ . рПЬФПНХ НПЭОПУФШ ЬИП-УЙЗОБМБ РТПРПТГЙПОБМШОБ . ъДЕУШ, ЛБЛ Й Ч ЪБДБЮЕ , ЙЪНЕТСЕНБС ЧЕМЙЮЙОБ ХВЩЧБЕФ ЛБЛ ЮЕФЧЕТФБС УФЕРЕОШ ТБУУФПСОЙС, ЮФП Ч БУФТПОПНЙЮЕУЛЙИ ЪБДБЮБИ ЧУФТЕЮБЕФУС ТЕДЛП.

тБУУФПСОЙЕ ПФ ъЕНМЙ ДП БУФЕТПЙДБ Ч УПЕДЙОЕОЙЙ Б.Е., Ч РТПФЙЧПУФПСОЙЙ Б.Е.; ПФОПЫЕОЙЕ ТБУУФПСОЙК . ъОБЮЙФ, РТЙ МПЛБГЙЙ БУФЕТПЙДБ ВМЙЪ УПЕДЙОЕОЙС УМЕДХЕФ РПУМБФШ УЙЗОБМ, Ч ТБЪ ВПМЕЕ НПЭОЩК, ЮЕН Ч РТПФЙЧПУФПСОЙЙ. оЕПЦЙДБООЩК, УПЗМБУЙФЕУШ, ТЕЪХМШФБФ. пУЧЕЭЕООПУФШ ЦЕ ПФ БУФЕТПЙДБ Ч РТПФЙЧПУФПСОЙЙ МЙЫШ Ч ТБЪ ВПМШЫЕ, ЮЕН Ч УПЕДЙОЕОЙЙ. уППФЧЕФУФЧХАЭБС ТБЪОПУФШ ЪЧЕЪДОЩИ ЧЕМЙЮЙО ВМЙЪЛБ Л .

Источник

Как определить расстояние до планет и измерить размер Солнечной системы

Какого размера наша Солнечная система и где она кончается?

Как измерить расстояние до планеты?

В прошлом единственным методом измерения космических расстояний был метод горизонтального параллакса. Хотя этот метод достаточно точен и до сих пор применяется при расчете расстояния до очень далеких космических объектов, для измерения расстояний до планет-соседей по Солнечной системе, с середины 20-го века применяется более простой и ещё более точный способ – метод радиолокации.

В основе методики космической радиолокации лежит идея заимствованная у самой природы: достаточно просто найти на небесной сфере нужный объект (например, планету Венера), “прицелится” в неё и затем “выстрелить” радиоволнами сверхкороткого диапазона. Теперь нам остается только дождаться когда сигнал достигнет поверхности Венеры, отразится от неё и устремится обратно.

Скорость распространения радиоволн точно известна, а время между посылкой волн и их приемом также может быть измерено очень точно. Расстояние, покрытое радиоволнами за время путешествия туда и обратно, а следовательно, и расстояние до Венеры в заданный момент можно определить с несравненно большей точностью, чем методом параллаксов.

Начиная с 1961 г. года этот способ измерения близких космических расстояний стал основным. С помощью полученных данных было вычислено, что среднее расстояние от Земли до Солнца составляет 149 573 000 км.

Радиотелескопы без перерыва «сканируют» космос и ловят «эхо» своих сигналов отраженное от космических объектов

Световая секунда, световой год и другие космические единицы измерения

Используя кеплеровскую схему строения солнечной системы (Солнце в центре, планеты вращаются вокруг него), удобнее всего рассчитывать расстояния в пределах солнечной системы не от Земли, а от центра, то есть от Солнца. Но вот в каких единицах его отсчитывать?

• Во-первых, его можно выражать в миллионах километров. Километр — это наиболее распространенная единица для измерения больших расстояний.
• Во-вторых, чтобы избежать таких чисел, как миллионы километров, можно принять, что среднее расстояние от Земли до Солнца равно одной астрономической единице (сокращенно «а, е.») Тогда можно будет выражать расстояния в а, е., причем 1 а е. равна 149 500 000 км. С вполне достаточной точностью можно считать, что 1 а, е. равна 150 000 000 км.
• В-третьих, расстояние можно выразить через время, которое потребуется для того, чтобы его преодолел свет (или любое аналогичное излучение, например радиоволны). Скорость света в пустоте равна 299 776 км/сек. Число это можно для удобства округлить до 300 000 км/сек.

Таким образом, расстояние примерно в 300 000 км можно считать равным одной световой секунде (ибо это расстояние, преодолеваемое светом за одну секунду). Расстояние, в 60 раз большее, или 18 000 000 км, — это одна световая минута, а расстояние, еще в 60 раз большее, т.е. 1 080 000 000 км, — это один световой час.

Мы не слишком ошибемся, если будем считать, что световой час равен одному миллиарду километров.

Запомнив это, рассмотрим те планеты, которые были известны древним, и приведем таблицу их средних расстояний от Солнца, выраженных в каждой из трех указанных единиц.

Уильям Гершель – в свое время раздвинул горизонты познания, открыв Уран и буквально удвоив границы Солнечной системы

Размеры Солнечной системы

В 17-м веке, когда был открыт Сатурн, астрономы считали его орбиту “границей” Солнечной системы, соответственно вся “система” умещалась в круг диаметром 3 миллиардов км.

Однако в 1781 г., когда английский астроном, немец по происхождению, Уильям Гершель (1738—1822) открыл планету Уран, диаметр Солнечной системы внезапно… удвоился!

А потом снова удвоился, когда сначала французский астроном Урбан Жозсф Леверье (1811 — 1877) открыл в 1846 г. Нептун, затем американский астроном Клайд Уильям Томбо (род. в 1906 г.) — Плутон в 1930 г.

Если мы рассмотрим орбиту Плутона, как ранее орбиту Сатурна, то увидим, что диаметр солнечной системы равен не 3, а 12 миллиардам километров. Лучу света, который преодолевает расстояние, равное окружности Земли, за 1 /₇ сек и пробегает от Земли до Луны за 1 1 /₄ сек, понадобится полдня для того, чтобы пересечь солнечную систему.

Кроме того, есть все основания считать, что вовсе не орбита Плутона отмечает границу владений Солнца. Это не значит, что мы должны предполагать существование еще не открытых более далеких планет (за исключением карликовых планет). Имеются уже известные небесные тела, которые время от времени очень легко увидеть и которые, без сомнения, уходят от Солнца гораздо дальше, чем Плутон на самой удаленной точке своей орбиты.

Где находятся границы Солнечной системы

В 1684 г. английский ученый Исаак Ньютон (1642—1727) открыл закон всемирного тяготения. Этот закон строго математически обосновал кеплеровскую схему строения солнечной системы и позволил вычислить орбиту тела, обращающегося вокруг Солнца, даже если тело наблюдалось лишь на части своей орбиты.

Это в свою очередь дало возможность приняться за кометы — небесные тела, которые время от времени появлялись на небе. В древности и в эпоху Средневековья астрономы считали, что кометы появляются без всякой правильности и что движение их не подчинено никаким естественным законам, широкие же массы были убеждены, что единственное назначение комет — предвещать несчастье.

Однако современник и друг Ньютона, английский ученый Эдмунд Галлей (1656—1742) попробовал применить к кометам закон тяготения. Он заметил, что некоторые особенно яркие кометы появлялись в небе через каждые 75—76 лет.

И вот в 1704 г. он предположил, что все эти кометы на самом деле были одним и тем же небесным телом, которое двигалось вокруг Солнца по постоянной эллиптической орбите, причем орбите настолько вытянутой, что значительная ее часть лежала на колоссальном расстоянии от Земли. Когда комета находилась вдали от Земли, она была невидима.

Но через каждые 75 или 76 лет она оказывалась на той части своей орбиты, которая расположена ближе всего к Солнцу (и к Земле), и вот тогда-то она становилась видимой.

Попытка запечатлеть реальные размеры и расстояния планет Солнечной системы от Солнца и друг от друга

Галлей вычислил орбиту этой кометы и предсказал, что она вновь вернется в 1758 г. И действительно, комета появилась в тот год (через 16 лет после смерти Галлея) и с тех пор получила название кометы Галлея.

В ближайшей к Солнцу точке своей орбиты комета Галлея оказывается от него всего лишь примерно в 90 000 000 км, заходя таким образом немного внутрь орбиты Венеры В наиболее же удаленной от Солнца части своей орбиты комета Галлея уходит от него приблизительно в 3 1 /₂ раза дальше, чем Сатурн.

Таким образом, к 1760 г. астрономы прекрасно знали, что солнечная система не очерчена орбитой “последней” планеты.

Более того, комета Галлея — одна из комет, относительно близких к Солнцу. Существуют кометы, которые движутся вокруг него по таким невероятно вытянутым орбитам, что возвращаются к нему только раз в несколько столетий, а то и тысячелетий. Они уходят от Солнца не на миллиарды километров, а скорее всего на сотни миллиардов.

Голландский астроном Ян Хендрик Оорт (род. в 1900 г) в 1950 г. высказал предположение, что, возможно, существует целое огромное облако комет (известное как “Облако Оорта”), которые на протяжении всей своей орбиты находятся так далеко от Солнца, что никогда не бывают видимы.

Отсюда следует, что максимальный диаметр солнечной системы может достигать 1000 миллиардов, т. е триллиона (1 000 000 000 000) километров или даже больше. Световому лучу требуется 40 суток, чтобы покрыть такое расстояние. Таким образом, можно сказать, что диаметр солнечной системы превосходит один световой месяц.

Источник