De unde știm? – episodul 4 – Orbite și distanțe astronomice.
În episoadele anterioare am abordat noțiuni precum forma Terrei, mărimea ei, forma sistemului solar. Toate aceste noțiuni sunt necesare pentru a înțelege forma lumii în care trăim și, ulterior, pentru a face adevăratele măsurători ale lumii noastre și pentru a ști cu adevărat cât de departe de noi este o altă „lume” sau ce orbită urmează.
Una dintre informațiile pe care încercăm să ne-o însușim este cea referitoare la distanța dintre soare și Terra, distanță ce și-a obținut rolul de reper în măsurarea universului alături de „anul lumină” purtând numele de „unitate astronomică” UA. Dar pentru aceasta trebuie să cunoaștem traiectoriile și distanțele corpurilor cerești mai apropiate planetei noastre precum luna, dar și planetele Marte și Venus (vecinele noastre) și nu să nu uităm de efecte optice precum aberația astronomică, sau de însușirea cunoașterii de tehnici de măsurare.
Aberația astronomică este un efect optic ce produce o mișcare aparentă a obiectelor față de poziția lor reală, mișcarea obiectelor față de poziția reală este determinată de viteza de mișcare a observatorului, iar iluzia deplasării poziționează obiectele observate spre direcția de deplasare a observatorului comparativ cu momentul în care observatorul este staționat. Astfel, poziția unei stele observate de pe pământ se va schimba în funcție de viteza Pământului, viteza de deplasare a Pământului fiind diferită cu aproximativ 20 arcsecunde la ascensiune sau declinare dreapta, pe măsură ce se învârte în jurul Soarelui. Fenomenul aberației astronomice a avut nevoie de 200 de ani din momentul observației până a primit o explicație oferită de Albert Einstein. Fiind multe de discutat și explicat, aici vom lăsa imaginile să explice restul, iar pentru mai multe informații vom face apel la curiozitatea cititorului îndrumându-l să se documenteze din surse diferite. Vom mai adăuga doar că Aberația astronomică mai este cunoscută și sub numele de aberația luminii, aberația vitezei sau aberația stelară și subliniem faptul că observațiile făcute de pe Pământ sunt supuse la 4 aberații astronomice, și toate trebuie incluse în calcul pentru a obține rezultate reale:
-
- Aberația anuală – generată de mișcarea de revoluție a Pământului în jurul Soarelui.
- Aberația planetară – este combinația aberației și corecția lumină-timp.
- Aberația Diurnală – este generată de rotația Pământului în jurul propriei axe.
- Aberația seculară – este generată de mișcarea soarelui în Sistemul Solar față de alte stele din galaxia noastră
Paralax este un fenomen optic ce stă la baza unei metode de măsurare a distanțelor astronomice ce poartă același nume; în acest episod fiind prima metodă de măsurare a distanțelor astronomice abordată, intenționat după prezentarea efectului „aberația astronomică” cu scopul de a le sublinia una de altă, fiind ușor de confundat de către persoanele ce nu înțeleg pe deplin principiile lor. Paralax se definește prin diferența observabilă în poziție a unui obiect privit de-a lungul a două lini diferite și se măsoară prin unghiul sau semi-unghiul de înclinare a celor două linii. Obiectele din apropiere au paralaxă mai mare față de obiectele din depărtare. Paralaxa este același principiu cu cel întâlnit în natură la animalele cu doi ochi, inclusiv la om, oferind animalelor posibilitatea de a aproxima distanțele până la anumite obiecte sau dintre anumite obiecte. Metoda este folosită în astronomie pentru a determina distanțele în sistemul solar și în afara lui. Pentru distanțe până la 100 a.l. se folosește paralaxa trigonometrică; între 100-300 a.l. – paralaxa dinamică; între 300-1000 a.l. – paralaxe statice; pentru distanțe mai mari de 1000 a.l. nu mai poate fi folosită trigonometria, dar metoda se numește tot paralaxă, chiar dacă se bazează pe stabilirea magnitudinii absolute sau efective a stelelor.
Pentru măsurătorile corpurilor relativ apropiate de Pământ precum Luna, asteroizi sau unele planete se folosește o metodă numită Diurnal Paralax ce are la origini o paralaxă ce variază odată cu rotația Pământului în jurul propriei axe sau cu diferențe de localizare pe Pământ (în timpul rotației Pământului, viteza este diferită la ecuator față de poli sau la nivelul mării față de vârful Everestului).Printre metodele de măsurare ale distanțelor astronomice amintim metoda Radar și cea Telemetrică.
Antena RADAR pentru a detecta obiective spatiale si rachete balistice, Foto: http://www.radartutorial.eu
Metoda radar folosită în astronomie este o tehnică de observare a obiectelor astronomice din apropiere, prin reflectarea microundelor din obiectele țintă și prin analizarea reflexiilor. Această cercetare a fost efectuată timp de șase decenii. Astronomia radar diferă de radioastronomie prin faptul că aceasta din urmă este o observație pasivă, iar prima este una activă. Sistemele radar au fost utilizate pentru o gamă largă de studii asupra sistemelor solare. Transmisia radar poate fi pulsată sau continuă.
Telemetria sau radioastronomia în domeniul astronomiei este definită de o ramură largă începând cu schimbul de date dintre o navă spațială sau un satelit și baza terestră; până la telemetria laser folosită pentru măsurarea distanțelor.
Atât pentru metoda radar, cât și pentru cea telemetrică, nu vom detalia, presupunem că sunt ușor de înțeles și de digerat de către orice cititor, sunt metode ce măsoară în mod direct parametri astronomici precum distanța similar cu radarul folosit de către poliția rutieră sau telemetru laser folosit de muncitorul constructor pentru a măsura câți metri are o cameră în lungime sau altă mărime. Problema acestor metode este că se poate folosi în măsurarea distanțelor doar pentru obiectele relativ apropiate de Pământ ori de nave spațiale.
O metodă de stabilire a distanțelor dintre stele mai mari de peste 500 a.l cu precizie crescută este metoda cefeidelor, această metodă este una bazată pe luminozitatea stelară și dă rezultate până la 500 milioane a.l.. În continuare veți găsi un PDF ce conține extras din cartea – Totul despre univers – de Marc Francu.
Johannes Kepler este un astronom care a revoluționat metodele de măsurare a distanțelor relative dintre soare și planetele sistemului nostru solar. Concluziile, teoriile lui Kepler au fost publicate în lucrarea Rudolphine Tabel din 1627 cunoscute ulterior sub numele de „legile lui Kepler de mișcare planetară” următorul document PDF, este extract din cartea – Totul despre univers – de Marc Francu
În privința distanței relative de la Soare la Pământ, prima persoană ce a reușit să ofere un răspuns apropiat de valoarea reală a fost Christiaan Huygens („n. 14aprilie 1629- d. 8iulie 1965” a fost un matematician, astronom și fizician olandez) și anume de 24000 ori raza Pământului. Dar astăzi se știe că aproximarea făcută de el s-a apropiat de valoarea reală de 23455 din pur noroc, ipotezele susținute de acesta pentru ași demonstra convingerile s-au dovedit complet eronate. El a concluzionat distanța medie dintre pământ și soare prin compararea dimensiunilor aparente ale lui Venus și Marte, concluziile sale fiind publicate la 1698 în – Cosmotheoros (solar system, cosmology, life in the univers), dar să nu îi oferim prea multe credite negative căci vremurile în care a trăit nu oferise standarde de orientare pentru a îndruma un cercetător în a obține concluzi irefutabile iar mulți istorici îl consideră persoana cu care a început revoluția științifică. Printre contribuțiile sale se numără descoperirea lui Titan, primul satelit cunoscut al lui Saturn precum teoria ondulatorie a lumini.
Mulți au fost cei care și-au dat cu presupusul asupra distanței dintre pământ și soare iar tabelul de mai jos ii enumeră pe cei mai celebri:
Mult timp tranzitul lui Venus de-a lungul Soarelui a fost cea mai bună metodă de măsurare a unității astronomice, în ciuda dificultăților (aici, așa-numitul efect de cădere negru) și a rarității observațiilor. O metodă mai bună de a observa tranzitul lui Venus a fost concepută de James Gregory și publicată în Optica Promata (1663). Ea a fost puternic susținută de Edmond Halley și a fost aplicată tranziturilor lui Venus observate în 1761 și 1769 și apoi din nou în 1874 și 1882. Transiturile lui Venus apar în perechi, dar mai puțin de o pereche în fiecare secol iar proiectul de observare a tranzitul lui Venus în 1761 și 1769 a fost o operațiune științifică internațională fără precedent. În ciuda războiului de șapte ani, zeci de astronomi au fost expediați pentru a observa puncte din întreaga lume cu mari cheltuieli și pericole personale „mai mulți dintre ei au murit în efort”. Diferitele rezultate au fost colectate de Jérôme Lalande pentru a da o cifră pentru paralaxul solar de 8,6.
Primul răspuns satisfăcător ce a avut la bază o demonstrație irefutabilă a fost oferit de: Simon Newcomb acesta a acordat o importanță deosebită unei metode ce are la bază determinarea constantei de aberație apoi folosindu-se de datele obținute din observațiile asupra tranziturilor lui Venus și colaborând cu A.A. Michelson pentru a măsura viteza lumini pe Pământ (aceștia au definit ca unitate de măsură pentru distanță timpul-lumină, în astronomie folosindu-se anul lumină) a obținut o valoare de 8,80 pentru solar paralax susținând o distanță Pământ Soare de 23440 raze ale Pământului
Distanțele dintre Pământ Soare prezentate mai sus sunt relative deoarece orbita Pământului este excentrică în luna ianuarie fiind cel mai apropiat de soare iar în iulie cel mai departe de soare, valorile relative fiind definite ca valori medii.
lasă un comentariu, scrie-ne părerea ta.