Астрономия

Преобразование парсеков в световые годы самым тупым способом

Преобразование парсеков в световые годы самым тупым способом


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.

Мне нужно преобразовать 132 парсека в световые годы, и я изо всех сил пытаюсь получить ожидаемый результат. Вот мой метод:

$ 132 text {pc} = 132 "= 2,2 '= 0,03 (6) ° $

У меня есть уравнение для звездного параллакса, которое выглядит так: $ d = Big ( dfrac {1 text {AU}} { tan (0,03 (6) °)} Big) $

Это должно дать мне расстояние до объекта в астрономических единицах, верно? Ну, это не так, и я совершенно не знаю, почему, я был бы очень рад, если бы кто-нибудь мог мне помочь


Из Google я получил: парсек, или «параллакс-секунда», определяется как 3,26 светового года. Таким образом, используя определение парсека, вы легко можете определить расстояние в световых годах.


Вы просили сделать это тупым и утомительным способом. Итак, вот оно, во всей красе

Один парсек определяется как $$ dfrac {1} { tan (1 ")} text {AU} = dfrac {648000} { pi} text {AU} $$

В виде $ 1 text {AU} = 149597870700 text {m} $, один парсек равен $$ dfrac {648000} { pi} cdot 149 , 597 , 870 , 700 = dfrac {96 , 939 , 420 , 213 , 600 , 000} { pi} text {m} $$

Один световой год можно рассчитать, умножив $ c $ по количеству секунд в году: $$ 299792458 cdot 86400 cdot 365.25 = 9 , 460 , 730 , 472 , 580 , 800 text {m} $$

Разделив первое на второе, получим $ dfrac {1 text {pc}} {1 text {ly}} = 3,261564 $


Преобразование парсеков в световые годы самым глупым способом - астрономия

Начало Вселенной

Вселенная образовалась от 10 до 20 миллиардов лет назад.

В то время межзвездная пыль была широко рассеяна по всей Вселенной с плотностью всего 1 атом на кубический метр и состояла, вероятно, только из частиц водорода. Ученые предполагают, что какое-то событие заставило пыль начать процесс наращивания под действием силы, известной нам как гравитация.

Это скопление всей материи превратилось в большую массу, которую обычно называют «космическим яйцом». Огромные гравитационные силы, присутствующие внутри этой массы, вызвали атомную реакцию, которая завершилась гигантским взрывом, выбросившим материю в пустое пространство.

Это событие стало известно как «большой взрыв».

Вселенная родилась.

Ученые подсчитали, что температура в точке большого взрыва в течение первой секунды этого события составляет около 1000 миллиардов градусов по Цельсию. Последующее похолодание за последние 10 миллиардов лет снизило среднюю температуру Вселенной всего до 3 градусов выше абсолютного нуля. Материя, рассеянная в этом первичном событии, была проанализирована примерно на 90% водорода и 10% гелия. Более тяжелые металлы впоследствии образовывались звездами в результате сверхновых.

Существует много споров о природе Вселенной, и есть две основные теории, а именно теории твердотельной Вселенной и теории расширяющейся Вселенной, то есть теория сохранения материи или теория, согласно которой материя постоянно создается. Природа пространственно-временных отношений и поведение материи рассматривались людьми с древних времен в поисках великой единой теории, объясняющей события, которые мы наблюдаем в нашей Вселенной. Было разработано множество теорий, включая законы движения планет Ньютона, теорию относительности Эйнштейна, квантовую механику и теорию «суммы по историям», которая синтезирует вероятности частиц и мнимое время.

Более поздние теории включают возможность того, что Большой взрыв сам был результатом создания черной дыры в другой вселенной. Некоторые авторы отмечали сходство между структурой атомов и структурой звездных систем. Наша вселенная в конечном итоге является загадкой. Похоже, что она расширяется в результате первичного Большого взрыва. Все галактики удаляются от центра Вселенной с измеримой скоростью. Чем дальше галактики, тем быстрее они движутся. Считается, что свет от некоторых из этих внешних галактик может никогда не достичь нас, поэтому мы никогда не сможем их увидеть, и что эти галактики, в результате, находятся на самом краю нашей познаваемой Вселенной, так называемых частицах. горизонт.

Совсем недавно ученые считают, что большая часть Вселенной состоит из почти невидимого вещества, называемого темной материей. Похоже, что гравитация не объясняет большую часть наблюдаемых явлений в космосе, и считается, что причиной их является темная энергия. Темная энергия составляет 73% Вселенной, темная материя составляет 23%, а 4% Вселенной - это материя, которую мы знаем на Земле. См. Квантовую теорию поля.

Астрономические расстояния в космосе огромны и для удобства обычно измеряются в световых годах или парсеках.

1 световой год - это расстояние, которое луч света пройдет за один год.

1 парсек = 3,2616 светового года.

Через некоторое время после события «большого взрыва» гравитационные процессы соединили материю, чтобы создать то, что мы сегодня знаем как галактики. Галактики - это огромные скопления звезд, которые рождаются и умирают в течение миллионов лет. Со временем галактики порождают планеты, луны, астероиды, метеориты и кометы, известные как небесные тела.

Галактики также могут содержать светящиеся облака пыли или газа, называемые туманностями. Большинство «звезд», которые мы видим ночью, на самом деле являются галактиками или туманностями. Галактики излучают энергию. Первая система классификации галактик была введена Эдвином Хабблом в 1925 году с использованием коллекции фотографий, полученных им в обсерватории Маунт Вильсон. В наблюдаемой Вселенной много миллионов галактик.

Типы галактик, которые были классифицированы людьми, включают активные галактики (нормальные, сейфертовские, Маркарянские или компактные), радиогалактики и квазары.

Недавние наблюдения за вариантами сверхновых привели к нашей постоянно развивающейся теории двойных звезд, пульсаров, а также природы и роли темной материи во Вселенной.

Наша собственная галактика относится к типу гигантских промежуточных нормальных спиральных галактик и известна как «Млечный Путь». Он имеет диаметр 30 килопарсек и содержит около 100 миллиардов звезд. Объекты в Млечном Пути вращаются вокруг галактического центра, так же как планеты вращаются вокруг Солнца в нашей Солнечной системе. Свету звезды на одном краю нашей галактики требуется около 100000 лет, чтобы достичь противоположной стороны галактики. Центр галактики характеризуется густым роем красных и оранжевых солнц, известным как галактическая выпуклость.

Спирали галактики Млечный Путь называются «рукавами» и называются от центра галактики следующим образом: Рука 3KPC, Рука Нормы, Рука Скутума, Рука Крест, Рука Стрельца, Рука Киля, Рука Ориона, Рука Персея и Внешнее Рука. Наша солнечная система расположена на рукаве Ориона нашей спиральной галактики. У нашей галактики есть несколько карликовых галактик для соседей. Галактика, яркость которой меньше, чем на 10%, чем Млечный Путь, называется карликовой галактикой, поскольку светимость в основном зависит от общего количества звезд в галактике.

Глядя на Млечный Путь в созвездии Стрельца, мы смотрим в сторону центра Галактики.

Часть Млечного Пути
Галактика Андромеды

Звездная галактика 19100 г.

Типы звезд

Ближайшие к нашей солнечной системе звезды находятся в радиусе двадцати световых лет, из них Проксима Центавра является самой близкой. См. Звездный квартал. Есть много разных типов звезд, от коричневых карликов до желтых, синих и красных сверхгигантов, а также черных дыр.

Черные дыры - это звезды или галактики, масса которых настолько велика, что они коллапсируют сами на себя, образуя гравитационный колодец, из которого не может выйти даже свет, известный как коллапсары. Точка, в которой нет выхода света из черной дыры, называется горизонтом событий, также известным как радиус Шварцшильда. Хотя черные дыры трудно увидеть, их существование было подтверждено наблюдениями за влиянием их гравитации на близлежащие, более видимые тела. Есть два типа черных дыр: те, которые образовались во время Большого взрыва, называемые первичными, и те, что образовались после.

Считается, что в самом центре нашей галактики, Млечном Пути, находится большая изначальная черная дыра, скрытая в самом центре галактического балджа.

Как правило, размер звезды определяет ее тип и плотность. Многие звезды, но не все, состоят в основном из водорода, который в результате атомной реакции превращается в гелий, но могут существовать и другие тяжелые металлы, особенно если атомные реакции являются бурными. Наше желтое солнце содержит множество элементов, включая водород, гелий, натрий и золото. Полный список всех известных элементов см. В периодической таблице элементов.

Звезды классифицируются по размеру, температуре, яркости и удаленности от Земли. Меньшие звезды более стабильны и существуют, возможно, 10 миллиардов лет, как наша звезда, Солнце. Меньшие звезды имеют тенденцию тихо сгорать в конце своей жизни, превращаясь в бесплодные комки мертвой материи.

У гигантских звезд совсем другой эволюционный цикл. Очень массивные звезды, как правило, имеют более интенсивные ядерные реакции, создавая больше элементов, и длятся они в течение гораздо более короткого периода времени. В конце своей гигантской фазы они эффектно взрываются, что называется сверхновой. Это событие может привести к созданию белых карликов, нейтронных звезд, пульсаров или даже черных дыр.

Нейтронные звезды - это небольшие плотные тела, намного меньше белых карликов. Обычно они имеют радиус около 10 миль и плотность в сотни миллионов тонн на квадратный дюйм. Нейтронные звезды испускают мощное излучение, вызванное отталкиванием протонов и нейтронов их вещества. Есть два типа нейтронных звезд - пульсары и магнетары. Пульсары вращаются с конусообразным магнитным полем, которое вызывает излучение магнитного импульса, а магнетары генерируют спонтанные и случайные магнитные поля в результате серии извержений.

История астрономии

С самых ранних цивилизаций, чтобы легче находить и называть звезды, которые они видели, наблюдатели ночного неба воображали, что они сгруппированы по формам в соответствии с произвольно узнаваемыми фигурами. Это привело к появлению концепции созвездий, которым были даны имена героев, животных или объектов, связанных с мифами и легендами, например. Андромеда, Геркулес, Центарус, Стрелец и Кассиопея.

Есть два набора созвездий, один для северного полушария и один для южного полушария, всего 88 созвездий.

Халдея, Египет и Китай - три старейших центра астрономии на Земле. Халдеи (около 4000 г. до н.э.) жили на равнинах Месопотамии, между реками Тигр и Евфрат, и их цивилизация распространилась оттуда. Примерно с 600 г. до н.э. греческий научный рационализм таких философов, как Платон, начал вытеснять магические и сверхъестественные интерпретации небесных событий, и это было началом появления астрономии как науки. Слово планета, от греческого самолеты, означает странник и относится к любому небесному телу, вращающемуся вокруг звезды, например, к нашему солнцу, Солнцу.

В Европе первые астрономические наблюдения начались с каменных памятников или мегалитов, которые находят главным образом в Бретани, Шотландии, на юге Англии и Скандинавии. Считается, что они были построены между 3000 и 6000 лет назад. Существует четыре основных вида мегалитов: менгиры (одиночные вертикальные камни), группы менгиров (кромлехи), погребальные камеры (дольмены) и мегалитические храмы. Самый известный из этих древних астрономических объектов находится в Стоунхендже. 32-сантиметровый диск из золота и бронзы, на котором изображены 32 звезды из созвездия Плеяд, датируется бронзовым веком, около 3600 лет назад. Артефакт, обнаруженный в лесу Зигельрода на Миттельберге в Германии, недалеко от города Небра, известен как диск Небры и считается старейшей звездной картой в мире.

Астрономы постоянно ищут новые планеты за пределами нашей солнечной системы, и на сегодняшний день идентифицировано около 250 далеких планет. Эти планеты известны как экзопланеты. В некоторых системах есть несколько планет, например в нашей солнечной системе, а в некоторых даже есть вода. Исследователи говорят нам, что, основываясь на их наблюдениях, во Вселенной могут быть миллиарды пригодных для обитания планет. Для получения информации о последних открытиях экзопланет посетите exoplanets.org.

Солнечная система

Наше Солнце, которое называется Солнце, представляет собой небольшую желтую звезду. Внутренняя температура оценивается в 15 миллионов градусов по Цельсию. Солнце находится в 149 600 000 км от Земли. По оценкам, ему около 5 миллиардов лет. Он состоит из 92 процентов водорода, 7,8 процента гелия и 0,2 процента более тяжелых элементов. Солнце имеет 22-летний магнитный цикл, в котором солнечное магнитное поле меняет полярность каждые 11 лет. Это совпадает с усилением активности солнечных пятен. См. Солнечную обсерваторию. Солнце в 330 000 раз массивнее Земли.

Ученые используют трехуровневую систему для классификации солнечных вспышек. Класс X - самые большие и самые мощные, класс M - средний, но все еще считается очень большим, а класс C - самый слабый.

Девять планет нашей солнечной системы, а также множество астероидов и комет вращаются по различным орбитам вокруг нашего Солнца, Солнца.

Орбитальный путь этих небесных тел обычно эллиптический, то есть они в одних точках ближе к Солнцу, чем в других. Ближайшая к центру точка орбиты называется перигелием. Самая удаленная от центра точка называется афелием.

Чтобы узнать о поиске полезных ископаемых в Солнечной системе, см. Астрогеология. Чтобы узнать о географических особенностях Луны и планет, см. Планетарная картография.


Меркурий

Первая планета в нашей солнечной системе, Меркурий вращается вокруг Солнца на расстоянии всего 58 миллионов километров от Солнца. Он завершает свою солнечную орбиту всего за 88 дней, и поэтому его движение в небе кажется очень быстрым для наблюдателя на Земле. По этой причине его назвали Меркурием: «Посланник богов».

Гравитационная сила Солнца настолько сильна на Меркурии, что на его поверхности существуют «приливные» горные образования. Поскольку атмосфера на Меркурии незначительна, температура поверхности сильно колеблется: от 400 градусов по Цельсию днем ​​до 180 градусов по Цельсию ночью. Меркурий меньше многих лун в нашей солнечной системе.


Венера

Вторая планета в нашей солнечной системе, Венера, является самым ярким объектом на небе после Солнца и Луны. Его также называли планетой-сестрой и звездой пастухов. Он обращается вокруг Солнца каждые 225 дней.

Древние римские и греческие цивилизации отождествляли планету со своими богинями любви Венерой и Афродитой. Поскольку Афродите поклонялись на острове Кифера, прилагательное Cytherean часто применяется к Венере. Для древних греков Венера была также двумя звездами: Фосфор, утренняя звезда и Геспер, вечерняя звезда.

Венера находится примерно в 67 миллионах километров от Солнца.

На Венере нет той приятной атмосферы, которую можно было бы предположить из названия. Облака Венеры состоят из серной кислоты, а парниковая атмосфера на 96% состоит из углекислого газа. Температура поверхности в среднем составляет около 480 градусов по Цельсию.

Атмосферное давление на поверхности планеты более чем в девяносто раз превышает давление на уровне моря на Земле.

Каждый день на Венере (243 земных дня) длится дольше, чем год (225 земных дней), и солнце восходит на западе и заходит на востоке. См. Карту Венеры.


земля

Наша планета Земля - ​​третья планета от Солнца. Земля вращается с запада на восток вокруг полярной оси и наклонена в одну сторону. Земля обращается вокруг Солнца за 365 с четвертью суток. Свету от Солнца требуется 8 минут, чтобы достичь Земли, которая находится на расстоянии 93 миллионов миль. Масса Земли составляет около 5,98 септиллионов килограммов, а диаметр - 12 756 км. В настоящее время это единственная известная планета во Вселенной, на которой есть разумная жизнь.

Земля почти сферическая, но не совсем так, на самом деле это сплюснутый сфероид, то есть она немного выпирает на экваторе. Экваториальный радиус на 13 миль больше полярного радиуса, а общий радиус составляет около 3950 миль.

У Земли есть один спутник, который мы называем Луной. Масса Луны составляет примерно 1/81 массы Земли, а ее диаметр составляет около 3500 км. Изучение земной луны известно как селенография. Гравитационное притяжение Луны вызывает приливы в океанах Земли. Периодические затмения Солнца и Луны происходят у наблюдателей на Земле из-за орбитальных траекторий Солнца, Земли и Луны. Для получения дополнительной информации о затмениях щелкните здесь.

Первая карта Луны была нарисована примерно в 1610 году итальянским астрономом Галилео, после того, как он изобрел телескоп. Позже астрономы с лучшими телескопами увидели детали более четко, и в 1647 году немецкий астромер Иоганнес Гевелиус опубликовал атлас поверхности Луны под названием Selenographia. Следуя мнению, что Луна была землей меньшего размера, он перенес названия терранских географических горных цепей на селенографические горные хребты. Таким образом, лунные горы имеют такие названия, как Альпы, Апенины и т. Д. Темные области на поверхности Луны называются «мария», что в переводе с латыни означает «море», хотя на Луне нет воды. Для получения дополнительной информации о поверхности Луны см. Планетарная картография.

НАСА разрабатывает новую ракету Apollo, которая будет испытана в космосе к 2014 году, и планирует создать постоянную базу на Луне к 2018/2020 году.


Марс известен как последняя из планет земной группы. Он был назван в честь бога войны из-за его красноватого цвета, напоминающего кровь. Марс движется по своей солнечной орбите в пределах 56 миллионов километров от Земли. Считается, что Марс можно «терраформировать», чтобы создать среду, способную поддерживать человеческую жизнь. Оборот вокруг Солнца занимает 687 дней. См. Mars Tracker.

У Марса есть две луны или спутники, называемые Фобос (греч. Страх) и Деймос (греч. Ужас). Поверхность Марса состоит в основном из окисленных частиц и имеет полярные шапки из замороженного углекислого газа. Атмосфера разреженная, воды очень мало, но иногда появляются утренние облака. Лед наблюдался на самой высокой вершине Марса, Олимпе, на высоте от шести до восьми километров. Камни, собранные с Марса, предполагают, что наводнения когда-то опустошили некоторые части планеты. НАСА планирует пилотируемую посадку на Марс к 2022 году. Марс назван в честь греческого бога войны.


Юпитер

Более 99,5% планетарной массы Солнечной системы находится за орбитой Марса.

В этом регионе преобладают планеты, характеристики которых сильно отличаются от характеристик вышеупомянутых теллурических планет. Их размеры намного больше, от 4 до 11 раз больше, чем у Земли, однако их средняя плотность намного ниже. Юпитер, например, - газовый гигант.

У них очень быстрые периоды вращения, от 10 до 16 часов, что создает эффект «сглаживания» их формы.Самая большая и самая массивная из этих планет-гигантов также ближайшая: Юпитер.

У Юпитера есть несколько спутников или лун. Четыре так называемых галилеевых спутника - Ио, Европа, Каллисто и Ганимед - имеют планетарные пропорции. Самый большой, Ганимед, больше Меркурия.

Поверхность Юпитера характеризуется огромным штормом шириной в пятнадцать тысяч миль, который никогда не прекращается, известным как Красное пятно. Частые циклоны и ветры со скоростью до 400 км / час возникают в различных слоях атмосферы. Юпитеру требуется почти двенадцать лет, чтобы вращаться вокруг Солнца.


Сатурн

За Юпитером находится Сатурн, вторая по величине планета нашей солнечной системы. Главная особенность Сатурна - огромная система колец, окружающих планету, а на самом деле их насчитывается более ста тысяч колец. По мере приближения к планете главные кольца обозначаются буквами E, G, F, A, B, C и D. Кольца состоят в основном из льда, камня и замороженного газа. Разрыв между кольцом A и кольцом B называется делением Кассини и содержит пять более тусклых колец.

Сатурн вращается так быстро, что день длится всего 10 часов тридцать девять минут. По оценкам, ветры, дующие на Сатурне, достигают 1800 километров в час на экваторе. Сатурн обращается вокруг Солнца каждые 29,5 лет. Это в 9,41 раза больше земли.

У Сатурна как минимум 18 спутников или спутников, а может быть еще 14. Спутники включают Диону и Янус, а самый большой спутник называется Титан. Луна под названием Энцелад во внешнем кольце Сатурна активна, имеет тепло и воду и периодически выбрасывает струи водяного пара, называемые «криовулканами».


Уран

Эта планета находится в среднем на расстоянии 2 875 миллионов километров от Солнца. Планета имеет аквамариновый цвет, указывающий на присутствие гелия и метана. Он обращается вокруг Солнца каждые 85 лет. Уран перевернут в том смысле, что его полюса находятся там, где должен быть экватор, и наоборот. Планету окружают как минимум 24 кольца.

У Урана есть 17 известных спутников, большинство из которых названы в честь женских персонажей Шекспира, таких как Титания, Миранда, Розалинда, Порция, Джульетта, Дездемона, Офелия, Корделия, Умбриэль, Маб и Ариэль. Самая большая луна называется Оберон.


Нептун

Нептун находится примерно в 4500 миллионах километров от Солнца, а его орбита почти круговая. Для обращения вокруг Солнца требуется около 165 лет. Температура поверхности оценивается примерно в -228 градусов по Цельсию.

У Нептуна восемь спутников, самые большие из которых - Тритон и Нереида, а также четыре кольца, вращающиеся вокруг планеты. У Нептуна есть большое Темное пятно размером с Землю, и скорость ветра здесь составляет около 1800 км / ч. Считается, что он медленно разрушается из-за сильной гравитации.


Плутон

Даже сегодня орбита Плутона не известна с такой точностью, как орбита других планет. Существование Плутона было предсказано еще до того, как его увидели впервые. Плутону требуется около 248,5 лет, чтобы вращаться вокруг Солнца.

В своем перигелии планета находится в 4 425 миллионах километров от Солнца и выходит на орбиту Нептуна. В афелии этот холодный мир находится на расстоянии 7 400 миллионов километров от Солнца. Плутон недавно был понижен до статуса карликовой планеты, новая классификация означает действительно маленькую планету.

У Плутона есть одна большая луна под названием Харон, которая лишь немного меньше самого Плутона. Плутон и Харон связаны гравитацией, так что одни и те же полушария всегда обращены друг к другу - как два танцора, смотрящие друг другу в глаза. Последние изображения, полученные с космического телескопа Хаббл, показали, что у Плутона есть еще два спутника меньшего размера, которые вращаются по орбите вдвое дальше Харона. Эти луны были названы Никс и Гидра, Никс в честь греческой богини тьмы Никс и Гидра, девятиголовый монстр, оба связаны с Плутоном, богом подземного мира.

С момента своего первого открытия в 1915 году Плутон еще не совершил полный оборот вокруг Солнца.


Маленькая десятая планета была обнаружена еще дальше, чем Плутон, и еще не получила названия. Предлагаемые имена для новой планеты включают Персефону и Зену. Согласно греческой мифологии, Персефона была греческой богиней, похищенной Плутоном. Планета имеет диаметр около 2600 км, следовательно, тоже карликовая планета. См. Сравнение диаметров планет.


Ответы и ответы

Существуют различные способы расчета астрономических расстояний. Для звезд в пределах нескольких парсеков фотографии, сделанные на противоположных сторонах земной орбиты (с интервалом в шесть месяцев), показывают, насколько изменилось положение звезды по сравнению с фоновыми звездами, находящимися намного дальше.

Дальше используются переменные звезды цефеиды. Это переменные звезды, яркость которых изменяется в соответствии с регулярным циклом, и период этого цикла тесно связан с яркостью звезд. Зная абсолютную яркость звезды, астрономы могут рассчитать расстояние до нее. Переменные цефеиды были замечены в близлежащих галактиках.

Используя эти два метода, астрономы (Хаббл) заметили примерно линейную зависимость между расстоянием и красным смещением. За пределами расстояния, на котором можно наблюдать переменные цефеид, используется красное смещение.

Недавно была обнаружена связь между типом сверхновой звезды и ее яркостью, что позволило рассчитать расстояние между этими сверхновыми также этим методом. Было обнаружено, что красное смещение в зависимости от расстояния не было таким линейным, как предполагалось, что привело к выводу, что расширение Вселенной ускоряется.

привет, buzzdiamond! добро пожаловать в pf!

мы видим альфа центавра как точкаа не диск

мы знаем его расстояние от использования параллакс

для галактик мы не можем использовать параллакс, потому что разница в положении слишком мала

вместо этого мы можем использовать "стандартные свечи"…

Сказав это, если мы действительно можем увидеть что-то так далеко, насколько большим должен быть этот объект по сравнению с нашим солнцем. Судя по оценкам, о которых я читал, ближайшая звезда, Альфа Центури, которая предположительно находится на расстоянии 4,3 световых года от нас, имеет только размер, примерно такой же, как наше Солнце. Это кажется грубой ошибкой, имо.

Если мы можем видеть звезду, а она находится так далеко, мое гостеприимство состоит в том, что Alpha Centuri должна быть в X (umteen) раз больше, чем наше Солнце.

Размер звезды не так важен, как ее яркость. Обычно размер звезды можно определить только с помощью интерферометра. Возможно, Хаббл сможет разрешить диски более близких звезд.

Насколько яркость Солнца больше, чем у Альфы Центавра? Если вы возьмете квадратный корень из этого отношения и умножите его на расстояние от Земли до Солнца, вы получите расстояние до Альфы Центавра.

Если мы пытаемся понять размер Вселенной, окружающих планет и т. Д., То да, размер звезды был бы важным или, по крайней мере, очень интересным.

Я готов поспорить, что невозможно отличить менее яркую звезду от более далекой, поскольку более яркая звезда будет выглядеть так же, как более близкая звезда, менее яркая. Следовательно, мы не можем точно рассчитать расстояние до звезды. Верный.

если вы хотите попытаться "разобрать то, что в настоящее время принято" здесь, тебе надо предоставить ссылки к тому, что вы хотите критиковать, с краткая цитата чего-то, с чем вы не согласны

для наиболее звезды, это совершенно правильно

мы можем определить расстояние до большинства звезд, только найдя другую звезду в той же галактике, внутреннюю яркость или реальный размер которой мы делать знать


если вы хотите попытаться "разобрать то, что в настоящее время принято" здесь, тебе надо предоставить ссылки к тому, что вы хотите критиковать, с краткая цитата чего-то, с чем вы не согласны

Если у вас есть метод определения размера объекта (с помощью модели или сравнения с другими объектами с известным размером), существует прямой способ измерить расстояние до него: общее (тепловое) световое излучение объекта просто зависит от поверхности и ее температуры. Вы можете измерить температуру с помощью спектроскопии и сравнить общую выходную мощность с интенсивностью здесь, на Земле, чтобы рассчитать расстояние.

Если у вас есть система с двумя звездами, это даже лучше, поскольку вы получаете дополнительное ограничение, основанное на периоде обращения и углу между положением звезд.

А для близлежащих звезд параллакс тоже полезен.


Кстати: звезда диаметром с Солнце на расстоянии 4 световых лет появляется с углом зрения

10 миллисекунд, наилучшее разрешение VLT составляет

1 миллисекунда дуги. Теоретически должно быть возможно получить двухмерное изображение звезды.

Просто взглянув на него или даже измерив его яркость? Нет. Но астрономы делают больше, чем это.

Неправильно. Как уже объясняли многие люди, в астрономии существуют различные методы измерения расстояний, каждый из которых применим к разному максимальному диапазону. Тот, о котором не упоминалось (EDIT: mfb упомянул об этом в посте № 8), можно сделать для отдельных звезд, даже если они слишком далеко, чтобы можно было определить параллакс (хотя я должен упомянуть, что миссия Gaia европейский спутник, запуск которого запланирован на следующий год, сможет измерять углы параллакса до 0,000000006 градусов, что позволит нам вычислять расстояния до звезд вплоть до края галактического диска). Но я отвлекся. Как я уже говорил, даже если звезда находится слишком далеко, чтобы измерить ее параллакс в настоящее время, другой метод включает измерение спектра этой звезды. Вы должны понять, что мы хорошо разбираемся в физике звезд, особенно в течение самого длительного периода их жизни, когда они счастливо превращают водород в гелий в своих ядрах. Мы называем эту часть звездного времени жизни «основной последовательностью», потому что, если вы построите график зависимости яркости от температуры поверхности для звезд в этот период их жизни, все они будут располагаться вдоль линии или «последовательности» на диаграмме. Другими словами, существует четко определенная связь между светимостью и температурой поверхности звезд, когда они находятся в этом периоде своей жизни, синтезирующем водород. Я должен определить некоторые термины. Диаграмма, о которой я упоминал выше, называется диаграммой Герцшпрунга-Рассела или диаграммой H-R. Яркость звезды - это ее выходная мощность: сколько световой энергии она выделяет каждую секунду. Таким образом, вы можете рассматривать светимость как меру внутренний яркость звезды (насколько ярче или тусклее других звезд она выглядела бы, если бы была рядом с ними) в отличие от очевидный яркость, насколько ярка эта звезда появляется нам. Как вы правильно заметили, видимая яркость звезды зависит не только от светимости, но и от расстояния.

Что, если бы вы могли выяснить, насколько яркой была звезда? Т.е. что, если бы вы могли определить его внутреннюю яркость? Тогда вы можете определить расстояние до него, сравнив яркость с видимой яркостью. Это работает из-за закона обратных квадратов для затемнения: количество света, которое вы получаете от объекта, изменяется обратно пропорционально световому потоку. квадратный расстояния до этого объекта. Итак, если вы возьмете данный объект и удвоите расстояние до него, вы получите 1/4 света, а если вы утроите расстояние, тогда яркость снизится в 9 раз и т. Д. Итак, сравнивая От яркости до видимой яркости можно определить расстояние.

Как получить яркость? Из Главной последовательности: как я упоминал ранее, звезды в Главной последовательности имеют четко определенную взаимосвязь между температурой их поверхности и их светимостью. Итак, если вы можете определить температуру поверхности звезды, вы сможете выяснить, насколько она светящаяся. Как определить температуру поверхности звезды? Спектроскопия. Мы классифицируем звезды по спектральному классу (который определяется по измеренным свойствам их спектров), а спектральный класс зависит от температуры поверхности. Грубо говоря, звезды при разных температурах будут разного цвета, а это означает, что их излучение будет достигать максимума на разных длинах волн. Самые горячие звезды - синие или голубовато-белые, а затем мы спускаемся вниз по порядку к белому, желтому, оранжевому и красному. Более того: звезды разных спектральных классов будут иметь разные линии поглощения в своих спектрах, потому что химический состав звездных атмосфер зависит от температуры. В любом случае, основная последовательность говорит нам, что эта последовательность спектрального типа / цвета также является последовательностью яркости: горячие синие звезды намного ярче, чем холодные красные звезды. Если вы можете измерить спектр звезды достаточно точно, чтобы определить ее спектральный тип, вы можете определить ее светимость и, следовательно, расстояние до нее: этот метод известен как спектроскопический параллакс: http://en.wikipedia.org/wiki/ Спектроскопический_параллакс

(Часть «Параллакс» - неправильное название.) Единственное ограничение для этой техники состоит в том, что вам нужно много света, чтобы получить точный спектр, и примерно при 10 000 парсеков вещи начинают становиться слишком тусклыми, чтобы этот метод был полезен.

Итак: В. Можете ли вы отличить близкую и умеренно яркую звезду от далекой и очень яркой звезды? А. Просто глядя на них, нет. Фактически анализируя их свет с научной точки зрения? Да.

Просто взглянув на него или даже измерив его яркость? Нет. Но астрономы делают больше, чем это.

Неправильно. Как уже объясняли многие люди, в астрономии существуют различные методы измерения расстояний, каждый из которых применим к разному максимальному диапазону. Тот, который не был упомянут (EDIT: mfb упомянул об этом в посте № 8), может быть выполнен для отдельных звезд, даже если они слишком далеко, чтобы можно было определить параллакс (хотя я должен упомянуть, что миссия Gaia европейский спутник, запуск которого запланирован на следующий год, сможет измерять углы параллакса до 0,000000006 градусов, что позволит нам вычислять расстояния до звезд вплоть до края галактического диска). Но я отвлекся. Как я уже говорил, даже если звезда находится слишком далеко, чтобы измерить ее параллакс в настоящее время, другой метод включает измерение спектра этой звезды. Вы должны понять, что мы хорошо разбираемся в физике звезд, особенно в течение самого длительного периода их жизни, когда они счастливо превращают водород в гелий в своих ядрах. Мы называем эту часть звездного времени жизни «основной последовательностью», потому что, если вы построите график зависимости яркости от температуры поверхности для звезд в этот период их жизни, все они будут располагаться вдоль линии или «последовательности» на диаграмме. Другими словами, существует четко определенная связь между светимостью и температурой поверхности звезд, когда они находятся в этом периоде своей жизни, синтезирующем водород. Я должен определить некоторые термины. Диаграмма, о которой я упоминал выше, называется диаграммой Герцшпрунга-Рассела или диаграммой H-R. Яркость звезды - это ее выходная мощность: сколько световой энергии она выделяет каждую секунду. Таким образом, вы можете рассматривать светимость как меру внутренний яркость звезды (насколько ярче или тусклее других звезд она выглядела бы, если бы была рядом с ними) в отличие от очевидный яркость, насколько ярка эта звезда появляется нам. Как вы правильно заметили, видимая яркость звезды зависит не только от светимости, но и от расстояния.

Что, если бы вы могли выяснить, насколько яркой была звезда? Т.е. что, если бы вы могли определить его внутреннюю яркость? Тогда вы можете определить расстояние до него, сравнив яркость с видимой яркостью. Это работает из-за закона обратных квадратов для затемнения: количество света, которое вы получаете от объекта, изменяется обратно пропорционально световому потоку. квадратный расстояния до этого объекта. Итак, если вы возьмете данный объект и удвоите расстояние до него, вы получите 1/4 света, а если вы утроите расстояние, тогда яркость снизится в 9 раз и т. Д. Итак, сравнивая От яркости до видимой яркости можно определить расстояние.

Как получить яркость? Из Главной последовательности: как я упоминал ранее, звезды в Главной последовательности имеют четко определенную взаимосвязь между температурой их поверхности и их светимостью. Итак, если вы можете определить температуру поверхности звезды, вы сможете выяснить, насколько она светящаяся. Как определить температуру поверхности звезды? Спектроскопия. Мы классифицируем звезды по спектральному классу (который определяется по измеренным свойствам их спектров), а спектральный класс зависит от температуры поверхности. Грубо говоря, звезды при разных температурах будут разного цвета, а это означает, что их излучение будет достигать максимума на разных длинах волн. Самые горячие звезды - синие или голубовато-белые, а затем мы спускаемся вниз по последовательности к белому, желтому, оранжевому и красному. Более того: звезды разных спектральных классов будут иметь разные линии поглощения в своих спектрах, потому что химический состав звездных атмосфер зависит от температуры. В любом случае, основная последовательность говорит нам, что эта последовательность спектрального типа / цвета также является последовательностью яркости: горячие синие звезды намного ярче, чем холодные красные звезды. Если вы можете измерить спектр звезды достаточно точно, чтобы определить ее спектральный тип, вы можете определить ее светимость и, следовательно, расстояние до нее: этот метод известен как спектроскопический параллакс: http://en.wikipedia.org/wiki/ Спектроскопический_параллакс

(Часть «Параллакс» - неправильное название.) Единственное ограничение для этой техники состоит в том, что вам нужно много света, чтобы получить точный спектр, и примерно при 10 000 парсеков вещи начинают становиться слишком тусклыми, чтобы этот метод был полезен.

Итак: В. Можете ли вы отличить близкую и умеренно яркую звезду от далекой и очень яркой звезды? А. Просто глядя на них, нет. Фактически анализируя их свет с научной точки зрения? Да.

Прежде чем я отвечу на ваш вопрос, позвольте мне кратко описать спектральные классы. Мы присваиваем буквы спектральным классам, и это OBAFGK и M. Звезды типа O - самые горячие и самые голубые (температура поверхности от 30 000 до 50 000 кельвинов), а звезды типа M - самые холодные и самые красные (температура поверхности 3000 K). . Наше Солнце - звезда G-типа (желтовато-белая, температура поверхности 6000 кельвинов). Для получения дополнительной информации просто Google звездные спектральные типы.

Есть много звездных свойств, которые изменяются в зависимости от основной последовательности. Я уже упоминал о температуре поверхности и светимости. Другой - звездный радиус. Расположение звезды на главной последовательности полностью определяет ее радиус. Итак, два главная последовательность звезды одного спектрального класса не могут иметь существенно разные радиусы. В качестве примера возьмем звезды главной последовательности М. Их часто называют М-карликами или красными карликами. А что насчет красного гиганта? Достаточно круто, чтобы он был красным. Фактически он имеет тот же спектральный класс (это М-гигант). Однако он значительно больше и поэтому будет существенно более яркий. Настолько, что это не будет лежать на главной последовательности диаграммы HR. Действительно, стадия красного гиганта в звездной эволюции - это стадия, в которую многие звезды входят после окончания их жизни на главной последовательности.(Они расплавили весь водород в своих ядрах, и отсутствие внутреннего источника энергии заставляет их эволюционировать от основной последовательности). Посмотрите эту диаграмму HR, чтобы увидеть, где в конечном итоге попадают звезды на разных фазах звездной эволюции: http://en.m.wikipedia.org/wiki/File:HRDiagram.png

Метод спектроскопического параллакса применим только к звездам главной последовательности, у которых есть четко определенные отношения между их различными звездными свойствами. Для более развитой звезды, такой как гигант, необходимо было бы использовать какой-то другой метод определения расстояния.

Вам может быть интересно, почему расположение звезды на главной последовательности однозначно определяет так много ее свойств. Это потому, что фундаментальный параметр звезды, определяющий все остальное, масса. Место, в котором звезда окажется в главной последовательности, определяется массой, которую она имеет при формировании. Звезда образуется из облака межзвездного газа, которое коллапсирует под действием собственной гравитации. Но когда он разрушается, он нагревается. Это тепло (особенно после того, как термоядерный синтез воспламеняется в ядре), создает внешнее давление, которое борется с внутренней силой тяжести. Говорят, что звезда образовалась, когда достигается баланс между этими двумя силами, и звезда стабильна (состояние, называемое гидростатическим равновесием). Чем больше масса, тем выше внутренняя температура, которая будет достигнута до достижения равновесия. Чем выше температура ядра, тем выше скорость ядерного синтеза, тем ярче звезда и тем выше температура ее поверхности. И, конечно же, радиус звезды в состоянии гидростатического равновесия также определяется ее массой. В этом смысле главную последовательность действительно можно рассматривать как последовательность от звезд большой массы к звездам малой массы.

Ну у вас этого нет в основной последовательности.

10%, но в зависимости от метода), некоторые цифры можно найти, например, в Википедии.

Если у вас есть значение расстояния до галактики, размер легко измерить.

посмотрите на все галактики на масштабируемом "изображении глубокого поля", сделанном телескоп хаббла с 18 по 28 декабря 1995 г.

Хорошо, Тим, спасибо за ссылку. Но я проверил некоторые изображения и пришел к выводу, что космические изображения Хаббла не настоящие.

Они показывают изображения галактик, находящихся на расстоянии миллиардов световых лет от нас, за пределами нашей галактики, но нет изображений, которые фокусируются на звезде в нашей галактике. Это почему. Если Хаббл якобы может показать нам красивую цветную фотографию какой-то далекой галактики, находящейся в миллиардах световых лет за пределами нашей галактики, почему он не может сделать фотографию звезды в нашей галактике, которая выглядела бы так же близко, как фотография нашего Солнца? ?

Может кто-нибудь объяснить мне, почему на фотографиях планет в нашей солнечной системе http://hubblesite.org/gallery/album/solar_system/ не видно звезд на заднем плане. Фотографии планет действительно выглядят фальшивыми.

Вот ссылка http://www.nasa.gov/mission_pages/LRO/news/apollo-sites.html, показывающая изображения Луны с так называемыми следами лунохода. Кто-нибудь, пожалуйста, оцените для меня расстояние до этих треков.

Мне очень жаль, Хронос, но Марс не излучает свет или горит при экстремальных температурах. Планеты отражают свет и холодные. Следовательно, Марс и другие планеты нашей Солнечной системы не ярче звезд.

Хорошая попытка. Вы хотите прокомментировать мои два других абзаца.

Ищу чужой вклад. Спасибо.

Поскольку диаметр звезды намного меньше диаметра галактики, мы сталкиваемся с проблемой невозможности получить достаточное разрешение, чтобы увидеть звезду в полном объеме. При просмотре на картинке звезда называется «точечным источником» света. Чтобы понять, что это значит, вам нужно кое-что узнать об оптике.

Во-первых, когда свет фокусируется в точку, называемую воздушным диском, эта точка имеет конечный размер, который напрямую зависит от диаметра вашей оптической апертуры и длины волны света. Маленькие телескопы не могут сфокусировать свет на такую ​​маленькую точку, как больший телескоп, если фокусное расстояние одинаково для обоих телескопов. Когда мы увеличиваем фокусное расстояние телескопа, мы увеличиваем увеличение изображения. Когда мы делаем это, воздушный диск также становится больше, что не позволяет нам просто увеличивать масштаб до тех пор, пока мы не увидим детали на звезде. Наше «угловое разрешение» просто недостаточно высоко, чтобы увидеть почти все звезды. Когда размер воздушного диска намного больше, чем видимый диаметр объекта, этот объект упоминается как «точечный источник», потому что вы можете рассматривать его почти во всех аспектах как точку «бесконечно малого размера», которая излучает свет. (Их на самом деле не существует, но в определенный момент разница между точечным источником & quottrue & quot и реальным объектом настолько мала, что это просто не имеет значения)

Теперь звезды ОЧЕНЬ маленькие по сравнению с галактиками. В оптических терминах мы имеем в виду то, как нечто «большое» выглядит как его угловой диаметр. Более близкие объекты выглядят больше, чем объекты, находящиеся дальше, например, когда вы наблюдаете, как автомобиль уменьшается в видимых размерах, когда он удаляется от вас.

Итак, звезда, находящаяся очень далеко по сравнению с ее физическими размерами, имеет очень маленький угловой диаметр. Звезды, расположенные дальше, кажутся даже меньше, чем более близкие. Обычно они настолько малы, что на самом деле у нас нет телескопов, способных увидеть детали любых звезд, кроме очень немногих, таких как Бетельгейзе. (Который Хаббл на самом деле сфотографировал, потому что звезда достаточно близко и достаточно велика, чтобы быть в пределах возможностей Хаббла. См. Здесь: http://en.wikipedia.org/wiki/File:Betelgeuse_star_%28Hubble%29.jpg [Сломанный])

Галактики, особенно близкие, настолько велики, что мы можем видеть в них множество деталей, хотя мы не можем видеть отдельные звезды в нашей собственной галактике. Поймите, что диаметр галактики составляет около 100 000 СВЕТОВЫХ ЛЕТ, в то время как диаметр звезды составляет всего около 200 000 - 1 миллиард километров, что намного меньше, чем даже 1% от одного светового года. (Для сравнения, диаметр Солнца составляет около 650 000 км. Самые большие звезды примерно в 1000 раз больше)

Звезды очень далеки, поэтому к тому времени, когда они попадают сюда, интенсивность света существенно упала. Проще говоря, количество света, отражающегося от планеты в камеру, ЗНАЧИТЕЛЬНО больше, чем у любой отдельной звезды. Из-за этого время экспозиции должно быть достаточно коротким, чтобы изображение планеты не насыщало датчик, а это означает, что за это время не будет достаточно света, поступающего от звезд на заднем плане, для регистрации на изображении.

Мне очень жаль, Хронос, но Марс не излучает свет или горит при экстремальных температурах. Планеты отражают свет и холодные. Следовательно, Марс и другие планеты нашей Солнечной системы не ярче звезд.

Хорошая попытка. Вы хотите прокомментировать мои два других абзаца.

Ищу чужой вклад. Спасибо.

Хорошо, Тим, спасибо за ссылку. Но я проверил некоторые изображения и пришел к выводу, что космические изображения Хаббла не настоящие.

Они показывают изображения галактик, находящихся на расстоянии миллиардов световых лет от нас, за пределами нашей галактики, но нет изображений, которые фокусируются на звезде в нашей галактике. Это почему. Если Хаббл якобы может показать нам красивую цветную фотографию какой-то далекой галактики, находящейся в миллиардах световых лет за пределами нашей галактики, почему он не может сделать фотографию звезды в нашей галактике, которая выглядела бы так же близко, как фотография нашего Солнца? ?

РЖУ НЕ МОГУ! Молодец за вашу способность к дедукции! Жаль, что они не имеют никакой основы и демонстрируют явное непонимание основ физики.

У телескопа есть определенная предел его способности рассматривать два различных объекта как отдельные. Предположим, два объекта находятся очень близко друг к другу. на небе. Это не обязательно означает, что они физически близки друг к другу в пространстве, это просто означает, что направление вашего взгляда на один объект не сильно отличается от направления вашего взгляда на другой объект. Другими словами, между этими двумя линиями обзора существует очень маленький угол. Вот как мы измеряем разделение объектов на небе: по их угловое разделение. Если два объекта имеют нулевое угловое разделение (т. Е. Линия обзора одного и другого такая же), то они будут отображаться наложенными друг на друга. Теперь, в качестве фундаментального ограничения работы телескопов (налагаемого законами физики), каждая точка света в изображаемой сцене не отображается на идеальную точку света на изображении. Вместо этого свет из этой точки немного размазывается по конечной площади. Свет распространяется на круглый диск из-за явления, называемого дифракцией. Размер этого дифракционного диска, другими словами, угол, под которым этот свет размывается, зависит от двух вещей: 1. диаметра вашего телескопа и 2. длины волны света, который вы наблюдаете. Чем больше диаметр телескопа, тем меньше угловой размер этого дифракционного диска. Вы хотите, чтобы этот диск был как можно меньше (т.е. свет от точечного источника не должен слишком сильно рассеиваться). Подумайте об этом: этот дифракционный диск существенно ограничивает вашу способность распознавать два объекта как отдельные. Если угловое разделение этих двух объектов меньше углового размера дифракционного диска каждого из них, то дифракционные диски этих двух источников будут перекрываться. Другими словами, свет от одного будет перекрываться со светом от другого на вашем изображении, и вы не сможете сказать, что там есть два отдельных объекта. Таким образом, ваша способность разрешать мелкие детали ограничена этим.

Ограниченное дифракцией угловое разрешение космического телескопа Хаббла составляет 0,05 угловой секунды. В градусе (угла) 60 угловых минут, а в угловой минуте - 60 угловых секунд. Это означает, что 1 угловая секунда = 1/3600 градуса. Таким образом, Хаббл может видеть два разных объекта как отдельные, даже если они разделены на небе под углом менее 0,000014 градуса (я только что преобразовал 0,05 угловых секунды в градусы).

Теперь мы должны спросить себя, что это за кажущийся (угловой) размер даже самой близкой звезды? Другими словами, на какой угол луч зрения на один конец объекта отличается от луча зрения на другой конец? На какой угол он простирается или на какую часть моего поле зрения это занимает? Чтобы измерить угловой размер чего-либо, вы просто берете его физический размер и делите его на расстояние до него. (Это дает вам угол в радианах, который затем можно преобразовать в градусы).

Ближайшая звезда - Альфа Центавра, находится на расстоянии 4,366 световых лет и имеет радиус в 1,227 раза больше радиуса Солнца, или около 853 000 км. Когда я делю второе число на первое, я получаю угловой размер этой звезды около 0,00000119195 градусов или около 0,004 угловой секунды. (РЕДАКТИРОВАТЬ: умножьте эти числа на 2, поскольку я использовал радиус звезды, а не диаметр). Это меньше, чем размер дифракционного диска Хаббла, в 10 раз (РЕДАКТИРОВАТЬ: фактически в 5 раз). Таким образом, изображение этой звезды (и любой другой звезды) выглядит так же, как и форма дифракционного диска. Весь свет от этой звезды размазывается по площади, намного превышающей фактический размер самого звездного диска. Таким образом, невозможно разрешить какие-либо детали строения самой звезды.

Теперь сравним это с попыткой изобразить галактику. Думаю, что образ такого типа:

это то, что вас так беспокоит. Это изображение галактики Вертушка, также известной как M101. Его диаметр составляет около 170 000 световых лет, а расстояние до него составляет 21 миллион световых лет. Когда я делю физический размер на расстояние, чтобы получить угловой размер, я получаю 0,46 градуса или 1670 угловых секунд. Его диаметр составляет 1670 угловых секунд, и Хаббл может разрешить детали, даже если они расположены на расстоянии 0,05 угловых секунд. Итак, у Хаббла более чем достаточно углового разрешения, чтобы разглядеть мелкие детали структуры этой галактики.


Цели

Математика - это фундаментальный предмет, которым все должны овладеть, чтобы выжить на базовом уровне в нашем обществе. Чем больше уровней математики будет освоено одним человеком, тем больше у него шансов сделать любую из нескольких профессий с математическим образованием. Алгебра - один из фундаментальных уровней математики, который считается «привратником». Алгебра абстрактна, но ее опасаются, потому что на этом уровне математики вводятся переменные и уравнения. Некоторые ученики считают математику более сложной, чем любой другой основной предмет. Некоторые жалуются, что математика на всех уровнях утомительна, скучна и трудна. К сожалению, некоторые взрослые помогают нашим ученикам испытывать страх перед математикой, полагая, что это в какой-то мере неуместно. К сожалению, вы также можете встретить некоторых взрослых, чья карьера связана с математикой, которые не могут сообщить, как они используют математику в повседневной жизни. Сложная задача, которую должен решить учитель математики, - создать в классе интересный мир математики. Эту учебную программу сложно разработать, потому что она должна заинтересовать студентов посвящать время и усилия изучению и практике алгебры через астрономию и космические науки.

Как указывалось ранее, этот учебный план разработан для восьмого класса Введение в алгебру и алгебру I класса. Подход междисциплинарного подразделения состоит в том, чтобы сделать изучение алгебры интересным через астрономию. Студенты будут иметь возможность получить более широкую базу знаний по астрономии и космическим наукам, изучая алгебру и объясняя, почему алгебра важна в астрономии. Будем надеяться, что после небольшого изучения астрономии и космических наук студенты откроют глаза на мир математики и естественных наук.

Этот модуль связан со стандартами основной учебной программы качества Грузии по математике для восьмого класса, а именно: Введение в алгебру и алгебру I в средней школе. Поскольку Грузия утвердила новые стандарты по математике, которые будут внедрены для математики в восьмом классе через два года, этот модуль также будет рассмотреть некоторые из новых Стандартов успеваемости Джорджии по математике для восьмого класса. Однако блок не будет ограничиваться целями и стандартами, которые будут определены в планах уроков. Стандарты, изложенные в планах уроков, являются стандартами, которые студенты должны освоить, чтобы пройти контрольный тест по критериям штата Джорджия (GCRCT), по которому они будут проходить тестирование в середине апреля. Кроме того, восьмиклассники должны освоить GCRCT, чтобы перейти на следующий уровень по чтению, языку и математике.

Цели математики, которые будут преподавать в этом модуле, включают в себя степень десяти, полные квадраты, полные кубы, запись чисел в экспоненциальной форме, запись экспоненциальных чисел в форме расширения, преобразование числа в научную запись, преобразование научной записи в число, умножение и деление чисел в экспоненциальном представлении, сложение и вычитание в экспоненциальном представлении, решение уравнений, подстановка, скорость, расстояние, плотность, единицы измерения, преобразование единиц и определение соотношений. В планы уроков также будут включены задачи по науке, технологиям, чтению и письму, относящиеся к этому разделу учебной программы. Задачи науки широки, потому что они основаны на задействованной алгебре. Будут преподаваться такие темы астрономии, как температурные шкалы, расстояния (световые годы, астрономическая единица и парсек), скорость, законы движения Ньютона, законы движения планет Кеплера и эффект Доплера.


НАУЧНАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

В отличие от других наук, астрономия носит исключительно наблюдательный характер. Вы не можете проводить эксперименты с вещами. Вы не можете манипулировать объектами, чтобы увидеть, как они работают. Чтобы сравнить объекты, которые вы видите с Земли, вы должны сначала узнать, как далеко они находятся. Очевидно, вы не можете использовать рулетку или отправить космический корабль к звездам и измерить, как далеко они прошли. Отражение радара от поверхности звезд не сработает, потому что: (1) звезды представляют собой светящиеся шары горячего газа и не имеют твердой поверхности, чтобы отражать луч радара назад, и (2) радиолокационному сигналу потребуются годы, чтобы просто достичь ближайших звезд.

Излюбленный способ измерения больших расстояний - техника, используемая на протяжении тысяч лет: посмотрите на что-то с двух разных точек зрения и определите расстояние до него с помощью тригонометрии. Кажется, что объект меняет положение по сравнению с далеким фоном, когда вы смотрите на него с двух разных точек обзора. Угловой сдвиг, называемый параллаксом, представляет собой один угол треугольника, а расстояние между двумя точками обзора составляет одну сторону треугольника. Основные тригонометрические соотношения между длинами сторон треугольника и его углами используются для вычисления длин всех сторон треугольника. Этот метод называется тригонометрическим параллаксом. Современные геодезисты используют этот метод для измерения больших расстояний, поэтому метод иногда называют `` геодезическим методом ''.

Сторона треугольника между наблюдателями, обозначенная буквой B на рисунке выше, называется базовой линией. Размер угла параллакса p пропорционален размеру базовой линии. Если угол параллакса слишком мал для измерения из-за большого расстояния до объекта, геодезисты должны увеличивать расстояние друг от друга. Обычно вам придется использовать тригонометрические функции, такие как тангенс или синус, но если угол достаточно мал, вы обнаружите очень простую связь между углом параллакса p, базовой линией B и расстоянием d: p = (206,265 × B ) / d,

где угол p измеряется в крошечной угловой единице, называемой угловой секундой. Чем дальше находится объект, тем меньше он смещается. Поскольку смещения звезд настолько малы, угловые секунды используются как единица измерения угла параллакса. Всего в одном градусе 3600 угловых секунд. Мяч в кончике шариковой ручки, если смотреть по всей длине футбольного поля, составляет около 1 угловой секунды.

Тригонометрический параллакс используется для измерения расстояний до ближайших звезд. Звезды находятся так далеко, что наблюдение звезды с противоположных сторон Земли приведет к возникновению угла параллакса, который слишком мал, чтобы его можно было обнаружить. Должен использоваться как можно больший базовый уровень. Самый большой из них, который можно легко использовать, - это орбита Земли. В этом случае базовая линия - это расстояние между Землей и Солнцем - астрономическая единица (а.е.) или 149,6 миллиона километров! Снимок ближайшей звезды сделан на фоне звезд с противоположных сторон земной орбиты (с интервалом в шесть месяцев). Угол параллакса p составляет половину полного углового смещения.

Однако даже при такой большой базовой линии расстояния до звезд в астрономических единицах огромны, поэтому используется более удобная единица измерения расстояния, называемая парсек (сокращенно `` pc ''). Парсек - это расстояние до звезды, имеющей номинальный ось в одну угловую секунду при использовании базовой линии в 1 астрономическую единицу. Следовательно, один парсек = 206 265 астрономических единиц. Ближайшая звезда находится примерно в 1,3 парсека от Солнечной системы.Чтобы преобразовать парсеки в стандартные единицы, такие как километры или метры, вы должны знать числовое значение астрономической единицы - она ​​устанавливает масштаб для остальной части Вселенной. Его значение не было точно известно до начала 20 века (см. Главу о планетологии). В световых годах один парсек = 3,26 светового года.

Какую единицу вы должны использовать для определения расстояний: световой год или парсек? Оба они хороши и используются астрономами (включая меня) все время, точно так же, как вы можете использовать `` футы '' и `` ярды '' в повседневной речи. Однако, когда на этом веб-сайте используется единица парсек, обычно указывается эквивалент в световых годах, но когда используется единица светового года, эквивалент парсек обычно не предоставляется. Используя парсек для единицы измерения расстояния и угловую секунду, наша простая формула угла, приведенная выше, становится чрезвычайно простой для измерений с Земли: p = 1 / d

Углы параллакса, составляющие 1/50 угловой секунды, могут быть измерены с поверхности Земли. Это означает, что расстояние от земли может быть определено для звезд, находящихся на расстоянии до 50 парсеков. Если звезда находится дальше, чем это, ее угол параллакса p слишком мал для измерения, и вам придется использовать более косвенные методы для определения расстояния до нее. В среднем звезды находятся на расстоянии около парсека друг от друга, поэтому метод тригонометрического параллакса работает только для нескольких тысяч ближайших звезд. Миссия Hipparcos значительно расширила базу данных тригонометрических параллакс-расстояний, преодолев эффект размытия атмосферы. Он измерил параллаксы 118 000 звезд с поразительной точностью 1/1000 угловой секунды (примерно в 20 раз лучше, чем с земли)! Он измерил параллаксы 1 миллиона других звезд с точностью около 1/20 угловой секунды. При выборе ссылки Hipparcos вы попадете на домашнюю страницу Hipparcos и каталоги.

Фактические звездные треугольники параллакса намного длиннее и тоньше, чем те, которые обычно показываются в учебниках по астрономии. Они такие длинные и тонкие, что вам не нужно беспокоиться о том, какое расстояние вы на самом деле определяете: расстояние между Солнцем и звездой или расстояние между Землей и звездой. Взглянув на тощий звездный треугольник с параллаксом выше и осознав, что треугольник должен быть более чем в 4500 раз длиннее (!), Вы можете увидеть, что это не имеет никакого значения, о каком расстоянии вы хотите говорить. Если бы вся орбита Плутона находилась в пределах четверти (2,4 см в диаметре), ближайшая звезда была бы на расстоянии 80 метров! Но если вы упрямы, рассмотрите эти цифры для схемы параллакса треугольника планета-Солнце-звезда, приведенная выше (где сторона планеты-звезды является гипотенузой треугольника):

Солнце - расстояние до ближайшей звезды = 267 068,23022 0 AU = 1,2948 шт.
Земля - ​​расстояние до ближайшей звезды = 267 068,23022 2 AU = 1,2948 шт.
Плутон - расстояние до ближайшей звезды = 267 068,23 3146 AU = 1.2948 шт!

Если вы очень разборчивы, то да, небольшая разница есть, но никто не будет жаловаться, если вы ее проигнорируете. Для более общего случая параллаксов, наблюдаемых с любой планеты, расстояние до звезды в парсеках d = ab / p, где p - параллакс в угловых секундах, а ab - расстояние между планетой и Солнцем в а.е.

Формула (1) связывает базовое расстояние от планеты до Солнца с величиной измеренного параллакса. Формула (2) показывает, как расстояние d звезда-Солнце зависит от базовой линии планета-Солнце и параллакса. В случае наблюдений Земли расстояние от планеты до Солнца ab = 1 A.U. так что d = 1 / p. С Земли вы просто переверните угол параллакса, чтобы получить расстояние! (Параллакс в 1/2 угловой секунды означает расстояние в 2 парсека, параллакс в 1/10 угловой секунды означает расстояние в 10 парсеков и т. Д.)

Хорошей визуализацией эффекта параллакса является лаборатория «Расстояния до ближайших звезд и их движения» (ссылка появится в новом окне), созданная для вводного курса астрономии Вашингтонского университета. С помощью этой лаборатории на основе Java вы можете настроить наклон звезды к орбите планеты, изменить расстояние до звезды, изменить размер орбиты планеты и даже добавить эффект правильного движения.


Тема: почему профессионалы используют парсеки?

Почти все любительские книги и журналы по астрономии используют световые годы в качестве меры расстояния.

Напротив, в профессиональной литературе, кажется, никогда не используют световые годы в качестве меры расстояния - они всегда используют парсеки. Использование световых лет полностью отсутствовало в течение многих лет - возможно, с 1960-х годов или раньше.

1 парсек = 30 триллионов км
1 световой год = 9,5 трлн км

Мне всегда казалось, что я знаю, почему профессионалы используют парсек в качестве единицы расстояния - это дает вам меньшее число, когда вы говорите о космологических расстояниях. Что ж, это единственная практическая польза, которую я вижу.

Но вы что-то теряете здесь, когда относитесь к расстоянию до объекта в парсеках, а не в световых годах - вы теряете концепцию конечной скорости света и теряете концепцию времени «оглянуться назад». Эти концепции рисуют в вашем уме определенную картину, которую парсеки просто не могут сделать.

так почему профессионалы это делают?

Мне всегда казалось, что я знаю, почему профессионалы используют парсек в качестве единицы расстояния - это дает вам меньшее число, когда вы говорите о космологических расстояниях. Что ж, это единственная практическая польза, которую я вижу.

Но вы что-то теряете здесь, когда относитесь к расстоянию до объекта в парсеках, а не в световых годах - вы теряете концепцию конечной скорости света и теряете концепцию времени «оглянуться назад». Эти концепции рисуют в вашем уме определенную картину, которую парсеки просто не могут сделать.

так почему профессионалы это делают?

Ответ несколько круговой логики состоит в том, что в астрономических работах используются единицы СИ. Парсек - это единица измерения астрономического расстояния в системе СИ (IAU 1976), поэтому ее следует использовать.

Это одно из тех непонятных решений МАС (кто-нибудь планеты?). Наиболее вероятными причинами были (а) более длинная история, чем световой год, и (б) математика проще.

Ответ несколько круговой логики состоит в том, что в астрономических работах используются единицы СИ. Парсек - это единица измерения астрономического расстояния в системе СИ (IAU 1976), поэтому ее следует использовать.

Это одно из тех непонятных решений МАС (кто-нибудь планеты?). Наиболее вероятными причинами были (а) более длинная история, чем световой год, и (б) математика проще.

На самом деле термин «световой год» существует дольше, чем термин «парсек». Самая ранняя запись о «световом году», которую мне удалось найти, - это статья об измерении параллаксов близлежащих звезд, написанная доктором А. Ауверсом, первоначально в Astronomische Nachriten, затем переизданная в «Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества», том 24, стр. 71 , 1864. Убедитесь сами:

С другой стороны, самое раннее упоминание термина «парсек», которое мне удалось найти, относится к 1913 году.

Поскольку ссылка, которую я опубликовал ранее, обсуждает довольно подробно, я утверждаю, что одна из основных причин, по которой астрономы используют парсеки, - это (помимо истории и прямого использования в измерениях параллакса) тесная связь между парсеками и величинами. Модули расстояний очень легко вычислить, и если кто-то планирует пробный прогон (или его модифицирует поздно ночью), это может быть важно.

Любопытный. Если парсек является единицей СИ для астрономического расстояния, почему на веб-сайте IAU в Рекомендациях, касающихся единиц (перепечатанных из «Руководства по стилю IAU»), парсек перечисляется в:

Конечно, вы могли быть правы. Но если такое изменение произойдет, я сомневаюсь, что это произойдет в ближайшее время.

Если кто-то обсуждает размеры звезд, обычно имеет больше смысла использовать «квотсолнечные радиусы», чем метры. Если кто-то обсуждает звездную динамику, обычно имеет больше смысла использовать «квотсолнечные массы», чем килограммы. Ситуации в астрономии настолько отличаются от ситуаций в нашей обычной жизни, что система MKS просто не очень полезна на практике. Астрономы, вероятно, продолжат игнорировать Паскали в пользу (частиц на кубический сантиметр) раз (Кельвин), например, при обсуждении давления в межзвездной среде.

Даже когда удобно использовать какие-то обычные единицы, например, при расчете сил, МКС выбирают нечасто. Некоторые астрономы все еще обучаются, как я, в единицах cgs, а не в единицах MKS. Если вы посмотрите на некоторые текущие учебники для выпускников (например, Кэрролл и Остли), вы увидите, что cgs все еще используется там. В литературе тоже полно компьютерных программ.

Одна из основных причин, по которой многие ученые используют MKS, заключается в том, что какой-либо стандарт, любой стандарт, позволяет им легко делиться своими данными и расчетами с людьми в других странах, а также помогает членам одного подполя - например, физики - общаться с участниками. другого - химия, например. Но во многих, я бы даже сказал, «в большинстве» ситуаций астрономические расчеты действительно не актуальны или даже не интересны для других ученых. Если у нас мало причин для того, чтобы делиться результатами с людьми за пределами нашего небольшого сообщества, мы продолжим использовать наш «более сложный» набор единиц между собой.


Физика Buzz

Что вы делаете, когда хотите измерить расстояние до ближайшей звезды, а нет компьютеров, космических кораблей и электростанций для выработки электроэнергии? Что ж, в 1838 году Фридрих Вильгельм Бессель использовал тригонометрию и эффект параллакса для вычисления расстояния до звезды на основе расстояния от Земли до Солнца.

Среднее расстояние (радиус) Земли от Солнца составляет 92 955 807,27 миль или 149 597 870,7 км. Это расстояние - расстояние от центра Земли до центра Солнца - известно как «астрономическая единица» или а.е. Одна а.е. - это одно путешествие от центра Земли к центру Солнца.

Астрономы воспользовались (и до сих пор пользуются) этим расстоянием, чтобы помочь им измерить, насколько далеко звезды от Земли. Чтобы измерить расстояние, астрономы отмечают местоположение звезды в один день - скажем, 8 февраля. Полгода спустя, когда Земля находится в противоположной точке своей орбиты (по другую сторону от Солнца), 9 августа. в этом случае астроном снова отмечает местоположение звезды.

Поскольку Земля перемещается, положение далекой звезды относительно звездного покрова позади нее также кажется перемещенным. Это движение называется «параллакс».

Чтобы понять, как работает параллакс, встаньте в одном конце комнаты, лицом к плакату на противоположной стене. Держите карандаш перед собой на расстоянии вытянутой руки и на уровне глаз. Отметьте, какая точка на плакате закрывается карандашом. Теперь закройте левый глаз, не закрывая правый глаз. Затем закройте правый глаз и держите левый глаз открытым. Перо движется относительно плаката за ним? Должно. Это видимое движение называется параллаксом.

Представьте, что ваш левый глаз - это Земля по одну сторону от Солнца, а ваш правый глаз - это Земля в противоположной точке своей орбиты, по другую сторону от Солнца. Ручка - это изучаемая звезда, а плакат - это триллионы звезд за ее пределами. Поскольку астрономы знают расстояние между Землей и Солнцем, они могут нарисовать треугольник с расстоянием Земля-Солнце в основании, чтобы измерить, насколько далеко находится объект. Этот метод известен как «триангуляция» и также используется в навигации.

После того, как они выяснили, как использовать триангуляцию для измерения расстояний до звезд, астрономам понадобился блок для описания расстояний до далеких объектов. Чтобы описать такое расстояние, требуется слишком много футов, миль или километров. К 1913 году астрономы разработали устройство, но им требовалось название. Астроном Герберт Холл Тернер придумал термин «парсек», который означает «номинал одной угловой секунды».

Парсек был создан для того, чтобы у астрономов была удобная астрономическая единица. Его расстояние зависит от расстояния от Земли до Солнца, а также от деления круга.

Круг делится на 360 градусов. (Если бы круг был пирогом, он был бы разделен на 360 абсолютно равных частей.) Каждый из этих градусов делится на угловые минуты, каждая из которых равна одной шестидесятой градуса. (Очень маленькие кусочки, вырезанные из исходного фрагмента.) Угловые секунды составляют одну шестидесятую угловую минуту. (Маленькие, крошечные, маленькие кусочки, срезанные с очень маленьких кусочков.)

Давайте представим, что в небе есть звезда, параллакс (видимое движение) которой был такой же ширины, как одна угловая секунда. Теперь давайте нарисуем прямоугольный треугольник с расстоянием между Землей и Солнцем в качестве основания и этой звездой в качестве верхней точки. Положим сверху зеркальное отображение треугольника. Угол треугольника, исходящего от звезды, будет параллаксом - одна дуга в секунду.

Затем с помощью правил тригонометрии мы можем вычислить длину от Солнца до этой воображаемой звезды. Эта длина составляет парсек - примерно 19 триллионов миль или 31 триллион километров. Это 206 265 а.е. (или более чем в 200 000 раз больше расстояния от Земли до Солнца) - это почти 3,3 световых года.

Чтобы понять, насколько далеко парсек и насколько мала угловая секунда, подумайте о цели для стрельбы из лука. Регулировка стрельбы из лука на открытом воздухе tАргет 80 см в поперечнике. Две линии крошечного символа «X» в центре мишени имеют длину 4 мм (0,4 см) каждая. Если бы параллакс одной линии составлял 4 мм, то соответствующая длина парсеков была бы чуть больше полумили - 2706 футов или 825 м.

Сегодня астрономы и астрофизики все еще используют парсек как небесную единицу измерения. Они также используют световой год, единицу измерения, определяемую как расстояние, которое свет проходит в вакууме за один юлианский год. но это объяснение в другой день.

Вернемся к Хану Соло и "Тысячелетнему соколу". «Сокол» заставил бы Кессель бежать за некую единицу времени (10 минут), а не за единицу расстояния. Вода не замерзает на 32 стадиях, она замерзает при 32 градусах по Фаренгейту.

Таким образом, даже несмотря на то, что «Тысячелетний сокол» ничего не может сделать за 12 парсеков, по крайней мере, улыбка Хана Соло может быть шириной 12 парсеков.


G. Земля в контексте космической истории: «Десятка лучших»

    Вселенная возникла около 14 миллиардов лет назад в сверхгорячем и сверхплотном состоянии, называемом "Большой взрыв" и был расширение с тех пор. Пространственный объем Вселенной сейчас и всегда был бесконечный.

    «Среднее» означает, что Солнце не отличается от миллиардов других звезд в нашей галактике. Это признание разрешает тысячелетние религиозные, философские и научные споры.

Это было одно из самых важных открытий в науке. Тем не менее, это не может быть приписано одному человеку, потому что это включало длинную цепочку постепенно улучшающихся свидетельств и предположений многих астрономов со времен греческого философа Демокрита (около 420 г. до н.э.). Дело было решено сравнительной спектроскопия (см. Учебное пособие 10) Солнца и типичных звезд конца XIX века.

«По ту сторону моря космоса звезды - это другие солнца».
--- Христиан Гюйгенс (1692)

    Все тяжелые элементы, из которых состоит Земля, возникли внутри давно умерших звезд.

Это также верно в отношении биологически важные элементы (углерод, кислород, азот и т. д.), которые составляют все живые существа. Звезды - неотъемлемая часть окончательного космического наследия человечества. Это не просто случайное небесное украшение, как их часто считали в донаучной философии.

Вот видео, в котором Нил Тайсон обсуждает этот «поразительный факт».

    это уникальный среди известных в настоящее время планет своей богатой кислородом атмосферой и поверхностным океаном, а также местом обитания жизнь, который существует не менее 3 миллиардов лет. Большинство астрономов уверены, что в нашей галактике есть миллионы планет, подобных Земле, но степень, в которой они поддерживают развитые формы жизни, неизвестна без более точных данных.

Люди определенно опоздали на Землю: Homo sapiens присутствует всего около 200000 лет --- просто 0.004% возраста Земли. Тот факт, что этот единственный вид имеет уже начало изменения атмосферы и океанов Земли является ярким свидетельством мощи человеческих технологий.

    Вот видео сильной магнитной активности на Солнце. Это наглядно показывает, как во время извержений извержений материал отбрасывается с поверхности Солнца.

В Учебном пособии 22 мы рассмотрим угроза от ударов астероидов.

Если вы заинтересованы в изучении всех астрономических опасностей, с которыми сталкивается Земля, взгляните на книгу «Смерть с небес» доктора философии UVa Филипа Плейта (обложка показана справа).

    Учебник Беннета: главы 1 и разделы 3.4, 3.5.

Приложение I (файл PDF) Просмотрите, а затем при необходимости обратитесь к нему позже.

Необязательно: просмотрите материал о структуре и эволюции Вселенной в учебнике Беннета, главы 22 и 23.

Необязательные наблюдения: после того, как вы пройдете викторину по созвездиям (см. Следующее руководство) и познакомитесь с небом, вы можете отправиться в хорошее темное место ясной безлунной ночью и попытаться найти:

    Млечный Путь, самолет нашей галактики видно с ребра. Лучшие виды вечером из северного полушария - с июля по октябрь, когда горизонт простирается от северного до южного горизонта. Здесь показана глубокая широкоугольная экспозиция.

Галактика Андромеды, самое далекое (2,5 миллиона световых лет) вы можете увидеть невооруженным глазом. См. Схему поиска здесь. Область Андромеды видна в вечернем небе с августа по февраль.

Звездное Облако Щита. Концентрация в северной части Млечного Пути, состоящая из примерно 1 миллиард звезд. См. Схему поиска здесь. Область скутума видна на вечернем небе с июля по октябрь.

    Учебник Беннета: разд. 2.1, 3.5

Атлас Вселенной, многомасштабная карта нашей Вселенной, начинающаяся от Солнечной системы и расширяющаяся до масштаба 15 миллиардов световых лет. Ричард Пауэлл.

Хронология после 10 000 нашей эры. Посетите этот сайт, если вас интересует обоснованное предположение о том, что произойдет с Землей и человечеством в далеком будущем.

    Два ранних научно-фантастических романа оказали большое влияние на развитие наших представлений о далеком будущем человечества и Земли: «Машина времени» (1895) Герберта Уэллса и «Последние и первые люди» (1930) Олафа Стейплдона, последний охватывает следующие два миллиарда лет человеческой эволюции в мельчайших подробностях.

CLUES / CosmicFlows Project Видео, показывающие фактическое распределение галактик рядом с нами в космосе

Последнее изменение Декабрь 2020 г. по rwo

Авторские права на текст и копия 1998-2020 Роберт В. О'Коннелл. Все права защищены. Эти заметки предназначены для частного некоммерческого использования студентами, изучающими астрономию 1210 Университета Вирджинии.


Расстояния в парсеках

Расстояния меньше парсека

Расстояния, выраженные в долях парсека, обычно связаны с объектами внутри одной звездной системы. Так, например:

  • Одна астрономическая единица (а.е.), расстояние от Солнца до Земли, составляет чуть менее 0,000005 парсеков (150 000 000 км 96 000 000 миль).
  • Самый далекий космический зонд, Вояджер 1, по состоянию на май 2013 г. [обновление] находилось на расстоянии 0,0006 парсеков (0,002 световых года) от Земли. Это заняло Путешественник 35 лет, чтобы преодолеть это расстояние.
  • Диаметр облака Оорта оценивается примерно в 0,6 парсека (2,0 светового года).

Парсек и килопарсек

Расстояния выражены в парсек (pc) включают расстояния между ближайшими звездами, например, в одном спиральном рукаве или шаровом скоплении. Расстояние в 1000 парсеков (3262 световых года) обычно обозначается килопарсек (кпк). Астрономы обычно используют килопарсек для обозначения расстояний между частями галактики или внутри групп галактик. Так, например:

  • Один парсек составляет примерно 3,26 светового года.
  • Ближайшая к Земле известная звезда, кроме Солнца, Проксима Центавра, находится на расстоянии 1,30 парсека (4,24 световых года), по данным прямого измерения параллакса.
  • Расстояние до рассеянного скопления Плеяды составляет 130 ± 10 пк (420 ± 32,6 световых лет) от нас, согласно измерениям параллакса Hipparcos.
  • Центр Млечного Пути находится на расстоянии более 8 килопарсек (26 000 световых лет) от Земли, а диаметр Млечного Пути составляет примерно 34 кпк (110 000 световых лет) в поперечнике.
  • Галактика Андромеды (M31) - это

Мегапарсек и гигапарсек

Расстояние в один миллион парсеков (3,26 миллиона световых лет или 3,26 "милли") обычно обозначается мегапарсек (Мпк). Астрономы обычно выражают расстояния между соседними галактиками и скоплениями галактик в мегапарсеках.

Галактические расстояния иногда указываются в единицах Мпк / ч (например, «50 / ч Мпк»). час - параметр в диапазоне [0,5,0,75], отражающий неопределенность в значении постоянной Хаббла. ЧАС для скорости расширения Вселенной: час = ЧАС / (100 км / с / Мпк). Постоянная Хаббла становится актуальной при преобразовании наблюдаемого красного смещения z вдаль d используя формулу d ≈ (c / ЧАС) × z. [ 12 ]

Один гигапарсек (Гпк) - это один миллиард парсеков - одна из самых больших обычно используемых единиц длины. Один гигапарсек составляет около 3,26 миллиарда световых лет (3,26 "гли"), или примерно одну четырнадцатую расстояния до горизонта наблюдаемой Вселенной (что определяется космическим фоновым излучением). Астрономы обычно используют гигапарсекы для выражения размеров крупномасштабных структур, таких как размер Великой стены CfA2 и расстояние до нее, расстояния между скоплениями галактик и расстояние до квазаров.

  • Галактика Андромеды находится на расстоянии 0,78 Мпк (2,5 миллиона световых лет) от Земли.
  • Ближайшее большое скопление галактик, скопление Девы, находится на расстоянии около 16,5 Мпк (54 миллиона световых лет) от Земли. [13]
  • Галактика RXJ1242-11, имеющая ядро ​​сверхмассивной черной дыры, подобное ядру Млечного Пути, находится примерно в 200 Мпк (650 миллионов световых лет) от Земли.
  • Горизонт частиц (граница наблюдаемой Вселенной) имеет радиус около 14,0 Гпк (46 миллиардов световых лет). [14]

Внешние ссылки

  • Гидри, Майкл. «Астрономические шкалы расстояний». Астрономия 162: звезды, галактики и космология. Университет Теннесси, Ноксвилл. Архивировано 12 декабря 2012 года. Проверено 26 марта 2010 года.
  • Меррифилд, Майкл. "pc Parsec". Шестьдесят символов. Брэди Харан из Ноттингемского университета.



Информация по состоянию на: 09.06.2020 01:04:12 CEST

Изменения: удалены все изображения и большинство связанных с ними элементов дизайна. Некоторые иконки были заменены на FontAwesome-Icons. Некоторые шаблоны были удалены (например, «статья требует расширения») или назначены (например, «шляпные сноски»). Классы CSS были либо удалены, либо согласованы.
Специальные ссылки Википедии, которые не ведут к статье или категории (например, «Красные ссылки», «ссылки на страницу редактирования», «ссылки на порталы»), были удалены. Каждая внешняя ссылка имеет дополнительный значок FontAwesome-Icon. Помимо небольших изменений дизайна, были удалены медиа-контейнер, карты, навигационные блоки, голосовые версии и гео-микроформаты.