Расстояния между планетами

Как ни странно, это расстояние совсем не нужно измерять. Достаточно установить расстояние до любой планеты солнечной системы. Объясняется это тем, что все планеты движутся по законам небесной механики, которые позволяют с большой точностью вычислить относительные расстояния между ними в каждый заданный момент времени. Поэтому в любой момент точно известно, во сколько раз данная планета ближе или дальше Солнца.

Можно даже сказать, что астрономы имеют очень точный план солнечной системы со всеми орбитами планет, но на этом плане не указан масштаб. Вот для получения масштаба и нужно измерить в натуре любое расстояние и сравнить его с тем, которое изображено на плане.

Представьте себе, что мы имели бы план дома, из которого следовало бы, что длина дома ровно в пять раз больше его ширины. Тогда для определения длины дома в метрах было бы не обязательно мерить именно эту длину, достаточно было бы измерить, скажем, ширину дома, чтобы по ней найти и все другие размеры.

Чем удобнее определять расстояние до планет? Во-первых, тем, что планету можно выбрать наиболее близкую к Земле, когда расстояние до нее меньше, чем до Солнца, поэтому и засечка получается под менее острым углом. Во-вторых, планета наблюдается ночью на фоне звездного неба, причем звезды служат опорными точками, по отношению к которым положение планеты фиксируется особенно точно. Наконец, Солнце представляется нам в виде большого диска, на котором ничем не отмечен центр, который мы хотим визировать в телескоп. Кроме того, его лучи греют инструмент и вызывают в нем вредные деформации.

Впервые так было измерено расстояние до Солнца в 1672 году, когда Французская академия наук снарядила экспедицию в Кайенну для наблюдений Марса. Одновременно ту же планету наблюдали в Париже. Из этих двух пунктов Марс проектировался на фон далеких звезд слегка смещенным. Измерения его положений позволили вычислить расстояние до планеты, а затем и величину астрономической единицы. Она оказалась в 22 000 раз больше, чем длина радиуса земного экватора. Так впервые было найдено уже довольно близкое к действительному расстояние до Солнца, ранее считавшееся в десятки раз короче.

ПРОХОЖДЕНИЕ ВЕНЕРЫ

Вскоре английский ученый Галлей указал другой способ определения длины астрономической единицы: по наблюдениям прохождений Венеры перед диском Солнца. Такие прохождения были в 1761, 1769, 1874 и 1882 годах. Наблюдая в Петербурге такое явление в 1761 году, Ломоносов открыл существование атмосферы у этой планеты. Венера при прохождении видна, как маленький черный кружок, медленно движущийся через солнечный диск. В это время она бывает к нам в 3,5 раза ближе, чем Солнце. Поэтому, если ее наблюдать из разных мест Земли, она будет проектироваться в разные точки солнечного диска, на котором ее видимый путь проходит по хорде. Смещение хорды на диске Солнца вызывает изменение ее длины, а следовательно, и времени прохождения, которое в целом длится около шести часов.

Отсюда явилась возможность по времени прохождения, наблюдавшегося из разных мест, определить расстояние до Венеры, выраженное в единицах пути между пунктами наблюдения. А поскольку теория движения планет дает очень точное отношение между расстоянием до Солнца и до любой планеты, то такие наблюдения позволяют определить и астрономическую единицу длины.

Вот почему многие научные учреждения разных стран организовали экспедиции для наблюдения прохождений Венеры. Так, в 1761 году экспедиции выезжали в Сибирь, Индию, на острова Атлантического океана, не говоря уже о многих пунктах Европы. Незадачлива судьба французского астронома Лежантиля, который заблаговременно отплыл в Индию, но военные действия англичан и пираты задержали его в пути. Он опоздал к прохождению 1761 года. Приехав на место, ученый решил ждать следующего прохождения, 1769 года, проводя время в различных астрономических наблюдениях. Когда же наступил долгожданный день, почти всегда ясное небо Индии покрыли облака, — прохождение Венеры не было видно.

В общем, наблюдения прохождений Венеры уточнили знания об астрономической единице длины, но надежды достичь высокой точности измерения не оправдались. Тем временем были найдены другие способы для решения этой проблемы.

НАБЛЮДЕНИЯ МАЛЫХ ПЛАНЕТ

В 1801 году была открыта первая малая планета, орбита которой лежала между орбитами Марса и Юпитера. В настоящее время число известных малых планет составляет около двух тысяч. Некоторые из них подходят к Земле гораздо ближе Марса и Венеры. Определение их положения на небесной сфере по отношению к окружающим звездам производится с высокой точностью. Особенно удобной оказалась открытая в 1898 году малая планета N2 -433, получившая название Эрос. В начале 1901 года она приближалась к Земле на расстояние в три раза, а в 1931 году даже в шесть раз ближе Солнца. В это время 23 обсерватории на пяти материках производили наблюдения Эроса, и полученный огромный материал был централизованно обработан с учетом всех возможных источников ошибок.

Результат получился несколько противоречивый: по наблюдениям 1901 года в астрономической единице укладывалось 23 423 радиуса земного экватора, а 1931 года— 23 466 радиусов. Расхождение этих чисел значительно превосходило возможную ошибку, вследствие чего наблюдения 1931 года недавно были переработаны другим способом с результатом 23 444 радиуса экватора, что заслуживает наибольшего доверия.

ПО ДВИЖЕНИЮ ЛУНЫ

Астрономическую единицу можно определить не только описанными выше геометрическими способами. Сложное движение Луны вокруг Земли подвержено действию солнечного тяготения, сила которого зависит от расстояния до Солнца. Поэтому в математическую формулу движения Луны входит член, содержащий (и с довольно большим коэффициентом) длину астрономической единицы. Наблюдения позволяют определить величину этого числа и найти искомую длину, которая практически совпадает с тем, что дал геометрический способ.

Уже более двухсот лет известно явление аберрации света. Оно состоит в том, что лучи звезд, попадая на движущуюся по орбите Землю, претерпевают отклонение. Вследствие этого звезды кажутся нам смещенными со своих нормальных мест. Величину смещения находят по правилу параллелограмма скоростей, построенному на скорости света, с одной стороны, и орбитальной скорости Земли — с другой.

Скорость света вычислена с большой точностью: в безвоздушном пространстве она равняется 299 792 км в секунду. Наблюдения позволяют определить величину аберрационного смещения и таким образом найти скорость движения Земли по орбите. Отсюда нетрудно определить и астрономическую единицу длины.

РАДАРНЫЙ МЕТОД

Наконец в самое последнее время найден еще один способ решения задачи. В Англии и США удалось зарегистрировать отраженные Венерой радиосигналы, посланные радиопередатчиком с Земли. По существу, это радиолокационный метод, состоящий в том, что мощный радиопередатчик посылает в направлении планеты ряд равноотстоящих импульсов. Через несколько минут чувствительный приемник начинает регистрировать слабые, отраженные от поверхности Венеры сигналы. Так как скорость распространения радиоволн равна скорости света, то время, протекшее между моментами выхода и обратного приема сигнала, позволяет определить удвоенное расстояние до планеты.

Автор: А. А. Михайлов.