金星凌日.doc

金星凌日.doc 视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视差是从两个不同的点看一个物体,位置的移或差异,量 度的大小位是两条交角的角度或半角度视视视视视视视视视视视视视[1][2]。个名是源自希腊文的视视视视视视视视视视视παρ?λλαξις (parallaxis),意思是"改视"。从不同的位置察,越近的物体有着越大视视视视视视视视视视视视的差,因此差可以确定物体的距离。视视视视视视视视视视视视视视视视视 从目看两个点之的角,叫做两个点的差角,两点之的距离称作基。视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视天文学家使用差的原理量天体的距哩,包括月球、太阳视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视 和在太阳系之外的恒星。例如,依巴谷星量了超视视视视视视视100,000视视视视视近恒星的距离。天文学提供了量宇宙距离尺度的梯,是其它距方法的基。在此,视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视"视差"视视个名是两条到恒星的交角的角度或半角度。视视视视视视视视视视视视 一些光学器,像是双筒望、微、和双眼反射相视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视 机,会以略不同的角度看物体,都会受到差的影响。视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视 多物的两只眼睛有着重叠的野,可以利用差得深视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视 度知,此一程称立体。效果在用于立体,视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视并有一装置称差距,利用它来量目的距离,也视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视 可以改量目的高度。视视视视视视视视视视 一个的,日常都能到的差例子是,汽表板上视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视"指视"视视视视视示的速度。当从正前方看,示的正确数可能是视视视视视视视视视视视视视视60,但从乘客的位置看,由于角的视视视视视视视视不同,指示的速度可能会略有不同。视视视视视视视视视视视视视视 恒星视差 主目,条恒星视差 在星视的尺度～视差的视建自地球在视道上不同的位置视致视近的恒星相视于视天来遥 体的移视。通视视视视差～ 视量 角度和使用几学何～可以定到不同天的距。确体离当 被视视的天是体恒星视～视视效视视称恒星视差。 恒星视差最常被使用的是周年视差～定视是地球和太视察恒星的视角差～也就从阳 是以地球视太的平均视道半看一视恒星在视角的角度。阳径1秒差距 (3.26光年) 被 定视视周年视差视1角秒的距。周年视差一般是通视视察恒星在离年的不同视视～着地随 球在的视道上移视视量的。周年视差是第一最可的视量最接近恒星的方法。第它个靠 [5]一成功视量到的恒星视差是个白塞耳在1833年使用量日视视量的 天视座 61 。恒星 视差依然是校准其他视量方法的视准。精视量距的基视是恒星视差～需要视量地确离它 [6]球到太的距～而视在是以阳离雷达在行星表面的反射视量来。 在视些视算中所涉及的角度都小～因此视视量。距太最近的恒星 很很离阳(因此视视 [7]恒星有最大的视差)～比视星～周年视差是0.7687?0.0003角秒。视相于当从5.3 公里之外视察直径2厘米大小物的体弦所形成的角。 恒星视差是如此的小～因此在无法视视到恒星视差的年代～被作视日心视的主要科视学 视。明视的～如果星星的距视视～很离从欧几里得的几学何是无法察视的～但由于视视 的原因～使视视巨大的距视以置信,其中之一是视了使缺乏视差的恒星能视相容～离 土星视道和第八视域 (恒星) 之视必视有巨大而不太可能存在的空隙～使得第谷成视 [8]哥白尼日心视的主要反视者。 在1989年～依巴谷视星视射的主要目的就是视察近距恒星的视差和离自行～视视方 法使量增加了数10倍。便如此～依巴谷视星能视量出视差角的恒星距也只能即离 达到1,600光年～相视于视河系的直只比径1%多了一点。欧洲空视局的盖视任视～ 视视在2012年升空～在2013年上视～能视视视差角的视量精度到确达10微秒～能将 [9]视视制出视近地球万光年恒星 数内(与潜在行星) 的位置视。 算法[视视] 恒星视差运视 以视差视量距在来离三角学的原视上是一视特殊～如果要解出在视中三角形所状况网 有的视和角～除了视中所有的角～至少有一视的视度必视被视量。因此～仔视视量视视网 度的一基视可以解整三角的视模。视视差而言～视三角形是其视视和窄条决个网个极狭 [5]的～视量的是最短的视 (视视者的移视) 和非常小的角 (永视都小于1 角秒 ～其余的两个角都接近90度)～要视量的是视视 (视视上视视的视是相同两)。 假视视角度小 个很(视下文的 # 推视)～一天的距 个体离(以秒差距量度) 是视差 (以角秒量度) 的倒,数。例如～比视星的距是离 [7]1/0.7687=1.3009秒差距;4光年,.。 [视视]周日视差 周日视差是由地球自视或在地球上不同地点视察视生的视差。地球上不同的地点视视从 (在视定的同一视刻)～月球和视小的视地行星或小行星会出视在背景天恒星上的位置 [10][11]会有所不同。 [视视]月球视差 月球视差 (通常是月球地平视差或月球赤道地平视差的视写)～是 (周日) 视差的一个特殊例子,月球～是最近地球的天～视有今所有天中最大的视差～可以靠体迄体 [12]超视1度。 只要恒星视差视 将(上视) 的右下略加修改～就可以好的视明月球视差。很将假想的 改成月球～底部代表地球视太的视视道改成地球的球～视圈是地球表面阳体近端星 的一圈。然后～相视于背景恒星在位置角上的差～就是不同位置看视的异从两个 月球 (地平) 视差,在视定的视刻～其中一位置 从个(就是视中的垂直视)～视察到的 月球正好在视视正上方～而一位置 另个(从视中的地球表面～大视就是修改前视点的位置) 视视到的月球正好在地平视上。 [13]～ --或者是如上被修月球 (地平) 视差可以定视视～以地球半视基视的月球视角径 改的视小视系视中的角度p。 任何视刻的月球地平视差取于视地球到月球的直视距。由于月球视地球的视道决当离 如下所示大视是视视的视道和视视的影～地月距不的改视。改视的范视在视距响离会断离 上是56至63.7地球半～相于地平视差径当1度的大小～视视的弧度角是视从61.4’ [12]到视至’。在天文年视和视似的出版品以表格制作出每天固定视视的月球水平视会 差和/或视距～方便天文家 离学(以前视有视航视)～和以视视方法究研月球视视运 (Lunar theory) 伴着视视的座视视化。随 周日月球视差视系视 视差也可以用定到来确月球的距。离 从个一地点视量月球视差的方法是利用月食。完整的地球影子在月球上的视曲率半等于月球到地球和太距之视的差视。视可以看视的半等于径从阳离个径0.75度～从儿视视 (太的视半是阳径0.25度) 可以视得地球的视半是径1度。视视出地月距将离是60个径地球半～或是384,000公里。阿里斯塔克斯是第一使用视视方法的个 来源视求[14][]人～之后的依巴谷和托勒密也视视视视方法用于他视的工作中并。右视视示出在以地球视中心且有自视的行星模型中～地心和地视的行星系视周日月球视差。没静 它很运来视演示了重要的一点～视视者不需要视也可以形成视差～反视～一些所视的视差定视～可能视粹是由视视者的视造成的。很运 另两个很确两一视方法是在地球上不同的地店～在完全相同的视视精的视取视月球位置的影像～比视相视于背景恒星的位置。使用地球的方位～视量视点的方位～两个和视点在地球上的距～可以用三角视量月球的距,两个离学离 月球视差的一例子,月掩个昴宿星视。 视是 儒勒 ? 凡视视在从地球到月球视本视中所提到的方法, 直到此刻～视多人仍然不知道如何视算地球月球相与离隔的距。他视的 视境教个离个视他视视距是通视视差的视察和视量得到的。如果视差视字令他视 感到迷惑～他视被告知视是地球半的端视接到月球的直视的视从径两两条 角。如果他视视疑视视方法的完视性～他视立刻可以看到的不只是地球到 月球平均距的视～离数234,347英里 (94,330leagues)～且视差小于并 70英里 (大视30leagues)。 [视视]太视差阳 在哥白尼提出日心系视之后～地球视着太公视～可以建阳它个没确立起一有正 尺寸的太系模型。阳确它阳内个体离若要定尺寸～只需要视量在系一天的距～ 也就是视～地球到太的平均距 阳离(视在视称天文视位～或以AU表示)。以当三 角视量视视～地球中心和表面视视太的位置差～以地球半视基视视量太从阳异即径 阳称的视视角～视被视太视差阳。知道太视差和地球的平均半～就能视视量天文阳径 [15]视位。首先～视是在视估膨视宇宙和可视宇宙大小的漫漫视路上的一小步。 视量地球到月球距最原离始的方法是在阿里斯塔克斯的太和月球的距阳离与 大小视一本视中提出的。他注意到太阳、月球和地球在上弦和下弦会形成直 角三角形 (月球位于直角上)。然后～他视出月球估阳、地球和太的视角是 87?。使用正的确几学何～但不正的视视视确阳离料～阿里斯塔克斯推视太的距 略低于月球距的离20倍。但是～视角度的正视接近个确数89? 50'～而太的阳 视视距比月球视了视离390 [14]。他指出月球和太有着阳几乎一视的视角大小～因此视的直和地球的它径与 距有着相同的比视。因此～他也视太比月球大离估阳20倍左右～视一视视～视管 源于不正的视确确确阳料～但他的视视是正的。他也明的表示太大于地球～视 可以支持日心视的模型。 视量金星凌日的视视以定太视差。确阳 尽确几确管阿里斯塔克斯以正的何原理视视视差～但因视视视的不正视致视果不正 确估阳达～却也成视视太系大小的基准视2,000年之久～直到1761年和1769 [14]年视视金星凌日后才被改正。视方法是个 视德蒙 ? 哈雷在1716年提出的～来 可惜他未能活着看视视果。使用金星凌日的方法由于黑滴视象的影而不太成响 功～但由此得到的视果是15,300万公里～目前接与受的14,960万公～只哩 有2%的差。异 地球到太阳的距离 太阳到地球的距离,1976 年国天文学合会把它确视视视视视视视视视视定视 149597870 千米,并作衡量距离的一个天文位， 视视视视astronomical unit,。怎量的呢, 视视视视视视1716 年哈雷，一大彗星就是用个人的名视视视视视视视视视视视视字命名的哦,就提出利用不同地点金星凌日来量日地距离的方法 视视视视视视视视视视视视视视视视 视视视 视视 金星凌日以两次凌日一,隔8 年,但是两之的隔 视视视视视视却有 100 多年。于视视 8 年的金星周期,我国天文学家，好吧,是占 卜,其不是天文学家啦,早在二千二百多年前就了。西的《五视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视星占》写道:五出,日八,而与室晨出方。 “ 视视 视视视 ”视视视视视是金星的 五个会合周期恰好等到于八年,即金星在八年前与八年后会在相同的 视视视 视视视视视里出在相同的星座。哈雷本人没赶上个候。1761 的金星凌日数据由于多原因不精确。视视视视视视视视视视视视视视8 年后的 1769 年,天文学家在克视视 船，澳洲的那个家伙,的帮助下,得到了精确的视视视视视 视 视视料。得 一提的是,当英法两国正在交, 视视 视视视视视视视视视视视视视视但了完成史性的科学探任视 视视视视视视视视视视视视视视视视法国,政府特下令海不得攻克船,必视视视视视视视视视视视视 保其航行安全。再了1874 年和 1882 两次,视视视视视视视视“ 于确定了地球到太阳的距离。清浙江《石志清穆宗》:同治十视”视视视视视 。相当于年十一月朔,日中有黑子1874 年 12 月 9 日,恰巧就是金星凌日 视视视 视视视视视视视视视视怎生的。通金星凌日来量 地球到太阳的距离呢,用的就是差法。视视视视 懂视视 视视视视视视视视视视视视视视拿差法的同学一手指放在眼前,上一只眼睛看手指和背景的位置,再视视 用金星而不是另一只眼睛。所以必是水星。水星太小太靠近太阳,差视视 大,非常小。至于月亮的,月亮看上去太直接把太阳遮住了,用另外一相当的方法可以量,但是和金星凌日方法视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视完 全不一。但是我视 视视视视视视视视找了很久都没有找到非常明确的量方法。真的是找了很久啊,看英文料超视视 视视视视视啊。所以只能大概自己得一个靠视的方法写下来。 上面视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视个就是金星凌日示意啦。通比公周期,从角速度来,金星比地球跑 视视视 视视视 得快,所以是上个子的。地球上有同度的2 个点。先是 C 点察到金星凌日,了视视视视视视视视视视 t 视视,E 点察视视到金星凌日。由于角度 视 视视视非常小,所以可以近似三依据角形。普勒第三定律,以太阳视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视视焦点的道运行的所有行星,其公周期的平方与道半的立方之 视视视视视视视视视视视视视视视视视视视比是一个常量。地球的公视视视视 周期是365.2564 地球日,金星的 视视视视公周期是 224.71 地球日。就可以算出金星到太阳的距离是 0.723 个天文位视视 AU。 AB/(CD+DE)=0.723。其中 AB 是 t 视视视视视视视内金星走的距离,CD 是 t 视视 视内地球走的距。离DE 是地球上视视点的直视距。 两个离金星的视速度 V1=2*3.14*0.723AU/224.71*24*3600 地球的视速度 V2=2*3.14*AU/365.2564*24*3600 所以 V1*t/;V2*t+DE,=0.723 视里 t 是视视得到的～DE 可以视量出。视视就可以求出天文视位 来AU 了。 按照 2004 年金星凌日的数两两个据～视取上海和成都地;因视视地方同视度,。上海 13:12:13 视始外切～成都 13:13:43 视始外切。t=90 秒。DE 视视料=1741 千米。 最后视果 AU=1.55*10^11 米。视差视不视。啦 下一次金星凌日视生在 2012 年 6 月 6 日。。哼哼哼那视地球视有没毁视～所以不要 视视～视视就啊你没会机了。再下次的视～你早死了。 然视当在是用雷达来来离来波打在金星上反射回～视定地球到金星的距～以此视定地球 到太的距的。 阳离个会我不知道视是不是哈雷的方法～我视视视视料的