Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

1 Przejście Wenus i wyznaczenie długości jednostki astronomicznej William Thuillot Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides Luxembourg,

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "1 Przejście Wenus i wyznaczenie długości jednostki astronomicznej William Thuillot Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides Luxembourg,"— Zapis prezentacji:

1 1 Przejście Wenus i wyznaczenie długości jednostki astronomicznej William Thuillot Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides Luxembourg, January 2004 IMCCE/Observatoire de Paris

2 2 Program VT-2004 Skoordynowane obserwacje rzadkiego zjawiska Pomiary łatwe do wykonania (dostępność dokładnego pomiaru czasu) Walor edukacyjny

3 3 Progarm VT-2004 Walor edukacyjny Poznanie historii pomiarów odległości w Układzie Słonecznym Poznanie zasad ruchu ciał niebieskich Zapoznanie z metodą przygotowania eksperymentu naukowego oraz przeprowadzenia pomiarów przydatnych dla badań naukowych Zainteresowanie wymianą informacji pomiędzy uczestnikami programu (niezbędny składnik pracy naukowej)

4 4 Widoczność Wenus Ziemia Słońce Koniunkcja dolna Koniunkcja górna Elongacja wschodnia Na wschód od Słońca Wenus widoczna wieczorem Na wschód od Słońca Wenus widoczna wieczorem Na zachód od Słońca Wenus widoczna rano Na zachód od Słońca Wenus widoczna rano Elongacja zachodnia

5 5 Ruch Wenus (gdyby orbita Wenus leżała w płaszczyźnie ekliptyki...) t (dni) Ziemia365.25d Wenus224.70d Okres synodyczny d Ziemia365.25d Wenus224.70d Okres synodyczny d

6 6 Noeud ascendant Nœud descendant Bardziej realistycznie… Ziemia Wenus. Słońce Nachylenie orbity do ekliptyki: 3.4° Wenus w węzłach orbity: - 7 grudnia (węzeł wstępujący) - 5 czerwca (węzeł zstępujący) Warunki dla zajścia przejścia: - koniunkcja Słońce-Wenus-Ziemia (584 d.) - blisko węzłów rzadkie zjawisko

7 7 Koniunkcje a przejścia 0.5° Przejście « widoczne » ze środka Ziemi 0.2° Orbita Wenus Ekliptyka Węzeł 3.4 ° Koniunkcja «widoczna» ze środka Słońca

8 8 Kiedy można obserwować przejścia Wenus? Konieczna jest dokładne liniowe ustawienie Słońca, Wenus i Ziemi (max. 8 godzin) Bardzo rzadkie zjawisko ( ~ w seriach co 8, 105,5, 8 i lat) : -Poprzednie przejścia : Kolejne: , a następnie w 2117 Przejście 2004 będzie dobrze widoczne z Europy

9 9 8 czerwca 2004 : Jak to będzie wyglądało?

10 10 Opis przejścia Czas trwania przejścia od 5 do 8 godzin dla różnych obserwatorów t 1, t 4 : kontakty zewnętrzne t 2, t 3 : kontakty wewnętrzne Kontakty zewnętrzne są trudne do zaobserwowania Pomiar momentów kontaktów wewnętrznych będzie dokładniejszy t1t1 t 1 :1. kontakt t2t2 t 2 :2. kontakt t3t3 t 3 :3. kontakt t4t4 t 4 :4. kontakt t 1 t 2 : wejście t 3 t 4 : wyjście Oprac. William Thuillot

11 11 Ekliptyka Biegun sfery niebieskiej Opis geocentryczny (dla obserwatora w środku Ziemi) 5h 13m 33,2s UTC 5h 32m 49,8s UTC 11h 25m 53,8s UTC 11h 06m 37,1s UTC 8h 19m 43,5s UTC Kąt pozycyjny Długotrwałość przejścia : 6h 12m 20,68s. Długotrwałość przejścia przez tarczę : 5h 33m 47,26s. Minimalna odległość kątowa od środka tarczy Słońca : 10' 26,875". Długotrwałość przejścia : 6h 12m 20,68s. Długotrwałość przejścia przez tarczę : 5h 33m 47,26s. Minimalna odległość kątowa od środka tarczy Słońca : 10' 26,875". 8 czerwca 2004 UTC UT

12 12 Obszar widoczności przejścia Wenus 8 czerwca 2004

13 13 Przejście Wenus w 1882

14 14 Pomiar momentu kontaktu wewnętrznego: «efekt czarnej kropli» Oczekiwane Sun Niedokładność pomiaru momentu: 20s do 1 min. Kontakt wewnętrzny Sun ~10 s po kontakcie Sun Przed kontaktem

15 15 Montaż paralaktyczny / montaż alt-azymutalny Trajektoria Wenus na tle tarczy Słońca obserwowana teleskopoem na montażu paralaktycznym Północny biegun sfery niebieskiej Równoleżnik Trajektoria Wenus na tle tarczy Słońca obserwowana teleskopoem na montażu alt- azymutalnym Zenit Kierunek ku biegunowi niebieskiemu w momencie T1 w momencie T2 Równoległa do horizontu

16 16 Jak można wyznaczyć odległość Ziemia-Słońce na podstawie obserwacji przejścia Wenus?

17 17 Paralaksa horyzontalna a R Earth Metodami geometrycznymi nie można wprost zmierzyć odległości Ziemi od Słońca W astronomii klasycznej mierzono kąty Pomiar i R w celu wyliczenia a R = 6400 km, a ~ 150x10 6 km A więc ~ 10" -> trudno mierzyć tak mały kąt Główny problem astronomii aż do XIX wieku. Paralaksa horyzontalna

18 18 Paralaksa Marsa (wielka opozycja w 1672 roku) Cayenne Paryż R D Mars Cassini i Richer s = 9.5" ( a = 138x 10 6 km) Flamsteed s = 10" ( a = 130x 10 6 km) Cassini i Richer s = 9.5" ( a = 138x 10 6 km) Flamsteed s = 10" ( a = 130x 10 6 km) Kepler: a 3 / T 2 = constans (a Mars / a Earth ) 3 = (T Mars / T Earth ) 2 a Earth = a Mars - D (Mars-Earth)

19 19 Metoda E. Halley a Metoda E. Halley a a a b b c c Względne przesunięcie widomych trajektorii pozwala wyliczyć paralaksę Bardzo trudno wykonać dokładne pomiary Ale... trajektorie są związane z długością czasu przejścia Kątowe pomiary są zastąpione pomiarami czasu - dużo bardzie dokładnymi Należy znać współrzędne każdego miejsca obserwacji 1-sekundowy błąd pomiaru czasu daje 0.2% błąd pomiaru paralaksy (Halley, 1716)

20 20 Metoda J. Delisle a Zalety Mniejszy wpływ warunków pogodowych wzrost liczby miejsc obserwacyjnych (użyteczne są obserwacje części zjawiska) Wady Pomiary momentów zjawisk zamiast pomiarów czasu trwania przejścia konieczny jest absolutny pomiar czasu (synchronizacja zegarów) Porównanie danych z różnych miejsc konieczna jest dokładna znajomość współrzędnych geograficznych ! Potrzebne są jak największe różnice czasów obserwacji - czyli duże różnice w długościach geograficznych Widok geocentryczny Obserwacje topocentryczne (z powierzchni Ziemi) t czas t Wykorzystanie pomiaru różnic czasu obserwacji początku i końca zjawiska przez różnych obserwatorów

21 21 Obliczenie odległości Słońce-Ziemia w 2004 Obserwacje w Programie VT-2004: Położenie geograficzne (długość, szerokość) dobrze znane Dokładny pomiar czasu (czas uniwersalny UT) Wykonanych zostanie wiele rodzajów obliczeń : każde połączenie z serwerem VT-2004: dodaje jeden pomiar momentu zjawiska do bazy danych 2 partnerów: 2 pomiary momentów zjawiska z dwóch miejsc Analiza całej kampanii obserwacyjnej: ogromna liczba pomiarów momentów zjawiska

22 22 Wpływ efektu paralaksy widzenia Z dala od południka efekt paralaksy widzenia nie jest łatwy do opisania: –Słońce wschodzi: planeta pozostaje z tyłu –Słońce zachodzi: planeta wyprzedza Widok ze środka Ziemi (geocentryczny) Widok z powierzchni Ziemi (topocentryczny) t wpływ szerokości geogr. zmiana długości drogi wpływ długości geogr. wyprzedzenie lub opóźnienie Obrót Ziemi niejednostajny ruch widomy

23 23 Obliczenia przybliżone dla dwóch obserwatorów Słońce R 2l h Założenia: - Oba miejsca obserwacji oraz środki Ziemi i Wenus leżą w tej samej płaszczyźnie - Orbity kołowe Pomiar odległości dwóch widomych dróg Wenus (r e / r v ) 3 = (T e / T v ) 2 jeżeli e=0 β S = Δβ (( r e / r v ) – 1) r e = Δ / (Δβ ) A B rvrv rere Wenus Δβ Ziemia βSβS dl = V dt Δβ = dl*l / h

24 24 On-line obliczanie AU On-line obliczanie AU f ( φ, X s, X v, π, t ) = Δ Związek pomiędzy czasem t i paralaksą π Współrzędne obserwatora φ Toeria ruchów Wenus Teoria ruchów i kształtu Ziemi Promienie Obserwatorzy będą wysyłali własne pomiary czasów t o na serwer programu VT-2004 Serwer będzie wyznaczał rozwiązanie równania czyli π : f (φ, X s, X v, π, t o ) = R s +/- R v Δ R s R v Słoń ce Wenus

25 25 Wyznaczanie AU: analiza globalna Wyznaczanie AU: analiza globalna Zakładamy dokładną znajomość położenia miejsc obserwacji Można napisać i rozwiązać N równań dla N pomiarów czasów, uwzględniając drobne błędy δX s, δ X v, δπ, δR O – C = różnica każdego z pomiarów czasu O w stosunku do wartości wyliczonej teoretycznie C Metoda «najmniejszych kwadratów» wyznaczenie δπ Przez cały czas dokonywania pomiarów przez obserwatorów 8 czerwca 2004 roku, serwer programu będzie obliczał średnią paralaksę horyzontalną π + d π wykorzystując wszystkie otrzymywane na bieżąco dane Będą podawane wartości numeryczne, dane statystyczne i wykresy a.δX s + b.δ X v + c.δ π + d.δ(R s +/-R v ) = O - C

26 26 Pomiary paralaksy Słońca ok AutorzyParalaksa William Smith (1770)8.6045" Thomas Hornsby (1770)8.78" Pingré i Lalande (1770)9.2" i 8.88" Pingré (1772)8.80" Lalande (1771)pomiędzy 8.55" a 8.63" Planmann (1772)8.43" Hell (1773/1774)8.70" Lexell (1771 / 1772)8.68 / 8.63"

27 27 Pomiary paralaksy Słońca od XVIII wieku: Pomiary paralaksy Słońca od XVIII wieku: Metoda / autorParalaksa Przejścia 1761 i " i 8.80" Przejścia 1761 i 1769, Encke (1824)8.5776" Przejścia 1761 i 1769, (1835) / " Paralaksa Marsa, Hall (1862)8.841" Paralaksa asteroidu Flora, Galle (1875)8.873" Paralaksa Marsa, Gill (1881)8.78" Przejścia 1874 i 1882, Newcomb (1890)8.79" Paralaksa asteroidu Eros, Hinks (1900)8.806" Paralaksa asteroidu Eros, (1941)8.790" Pomiar radarowy, NASA (1990) "

28 28 Krótka historia pomiarów odległości Ziemia-Słońce MetodadataparallaksaAU w "mln km Mars Wenus Wenus Mars Flora Mars Wenus Eros Eros radar Viking+radar

29 29 Jednostka astronomiczna De Sitter 1938 : (10 6 km) Clemence 1948 : UAI 1964 : UAI 1976 : DE : DE : IERS 1992: DE : Historia przyjętej przez International Astronomical Union standardowej długości jednostki astronomicznej

30 30 Przystąp do Programu VT-2004! Rejestracja już się zaczęła: Credits: aknowledgements to P. Rocher (IMCCE), F. Mignard (OCA) for several frames


Pobierz ppt "1 Przejście Wenus i wyznaczenie długości jednostki astronomicznej William Thuillot Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides Luxembourg,"

Podobne prezentacje


Reklamy Google