പ്രാചീന കാലം മുതൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് പ്രപഞ്ച ദൂരങ്ങൾ അളക്കാനുള്ള ചുമതല ഉണ്ടായിരുന്നു. ഞങ്ങൾ ഇതിനകം ചർച്ച ചെയ്ത പ്രശ്നങ്ങളിലൊന്നിൽ ആധുനിക രീതികൾവിദൂര താരാപഥങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം അളക്കുന്നു. എന്നാൽ ദൂരങ്ങൾ അളക്കുന്ന ഈ ഇതിഹാസം മുഴുവനും ആരംഭിച്ചത് സൗരയൂഥത്തിലെ നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള വസ്തുക്കളിൽ നിന്നാണ്.

ഇവിടെ ഞങ്ങൾ പാരലാക്സ് രീതി പ്രയോഗിക്കുന്നു, അത് ഒരു നിർദ്ദിഷ്ട വസ്തുതയെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ് ആകാശ വസ്തുസ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത് വളരെയധികം അല്ലഅകലെ, ആകാശത്തിലെ അതിൻ്റെ സ്ഥാനം നിങ്ങൾ എവിടെ നിന്ന് നോക്കുന്നു എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. വഴിയിൽ, നമ്മുടെ കണ്ണുകളുടെ സ്റ്റീരിയോസ്കോപ്പിക് ധാരണ സമാനമായ രീതിയിൽ പ്രവർത്തിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ സഹായത്തോടെ മസ്തിഷ്കം വസ്തുക്കളിലേക്കുള്ള ഏകദേശ ദൂരം നിർണ്ണയിക്കുന്നു: ഇടത്, വലത് കണ്ണുകൾ വ്യത്യസ്ത (അടുത്തെങ്കിലും) കോണുകളിൽ നിന്ന് വസ്തുവിനെ കാണുന്നു. കണ്ണുകൾ തമ്മിലുള്ള കോണുകളും ദൂരങ്ങളും അറിയുന്നത് - അടിസ്ഥാന ദൈർഘ്യം എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ - നിങ്ങൾക്ക് ഒബ്ജക്റ്റിലേക്കുള്ള ദൂരം വളരെ കൃത്യമായി കണക്കാക്കാൻ കഴിയും (ചിത്രം 1).

ജിയോഡെസിയിൽ, ദൂരം അളക്കുന്ന ഈ രീതിയെ ത്രികോണം എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ, നമുക്ക് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കുന്നതിനുള്ള ഏറ്റവും കൃത്യമായ മാർഗമാണ് പാരലാക്സുകൾ. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൻ്റെ അർദ്ധ അക്ഷം അടിസ്ഥാനമായി കണക്കാക്കുകയും നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കോണീയ സ്ഥാനം ആറുമാസത്തെ ഇടവേളയിൽ രണ്ടുതവണ നിർണ്ണയിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. എന്നാൽ ഇതെല്ലാം എവിടെ നിന്ന് ആരംഭിച്ചു? ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൻ്റെ വലിപ്പം നമുക്ക് എങ്ങനെ അറിയാം?

ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് (ഭൂമിയിൽ നിന്ന് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ശരാശരി ദൂരം) - ബഹിരാകാശത്തെ ദൂരത്തിൻ്റെ പ്രധാന മാനദണ്ഡങ്ങളിലൊന്ന് - കെപ്ലർ സൂര്യകേന്ദ്രീകൃത സംവിധാനം നിർദ്ദേശിക്കുകയും ന്യായീകരിക്കുകയും ചെയ്തതിന് ശേഷമാണ് സ്വീകരിച്ചത്, അതിൽ ഭൂമി സൂര്യനെ ഒരു വൃത്താകൃതിയിൽ (ഏതാണ്ട്) ചുറ്റുന്നു. ഭ്രമണപഥം. ഈ പരിക്രമണപഥത്തിൻ്റെ ആരം അളക്കാനുള്ള യൂണിറ്റായി എടുക്കുക എന്നതായിരുന്നു സ്വാഭാവിക പരിഹാരം.

ഇപ്പോൾ ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൻ്റെ പാരാമീറ്ററുകൾ വളരെ കൃത്യതയോടെ അളക്കുന്നു, എന്നാൽ പിന്നീട്, 18-ആം നൂറ്റാണ്ടിൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രം ഒരു അവസാനഘട്ടത്തിലെത്തി. അക്കാലത്ത് ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് പല ഗ്രഹങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം നിർണ്ണയിക്കാൻ കഴിഞ്ഞു സൗരയൂഥം, അവയെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റുകളിൽ പ്രകടിപ്പിക്കുന്നു. എന്നാൽ മനുഷ്യർക്ക് പരിചിതമായ യൂണിറ്റുകളിലെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റിൻ്റെ മൂല്യം (ഉദാഹരണത്തിന്, കിലോമീറ്റർ) കൃത്യമായി അറിയില്ല.

അതേ സമയം, ഭൂമിയുടെ ആരം ഇതിനകം തന്നെ വളരെ കൃത്യമായി അളന്നു. അതിനാൽ, അടിത്തറയുടെ മൂല്യം വിശ്വസനീയമായി അറിയപ്പെട്ടു, കൂടാതെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റുകളിലെ ആപേക്ഷിക ദൂരം അറിയാവുന്ന സൗരയൂഥത്തിലെ ഏതെങ്കിലും വസ്തുക്കളുടെ പാരലാക്സ് കോൺ അളക്കുക മാത്രമാണ് ആവശ്യമായിരുന്നത്.

അതിനാൽ, ലോകമെമ്പാടുമുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് 1761 ലും 1769 ലും സൂര്യൻ്റെ ഡിസ്കിലൂടെ ശുക്രൻ കടന്നുപോകുമെന്ന് വലിയ പ്രതീക്ഷകളുണ്ടായിരുന്നു. ഈ പ്രതിഭാസത്തിൻ്റെ ശരിയായ സംഘടിത നിരീക്ഷണം, സൂര്യൻ്റെ പാരലാക്സുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ശുക്രൻ്റെ പാരലാക്സ് അളക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കുന്നു (കൂടുതൽ കൃത്യമായി പറഞ്ഞാൽ, അവയുടെ വ്യത്യാസം), കൂടാതെ, ഭൂമിയുടെ ആരം (അടിത്തറയുടെ നീളം) അറിയുന്നത് ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് കണ്ടെത്തുക.

ഭൂമിയിലെ വിവിധ പോയിൻ്റുകളിൽ നിന്ന്, സൂര്യൻ്റെ ഡിസ്കിന് കുറുകെയുള്ള ശുക്രൻ്റെ കടന്നുപോകുന്നത് വ്യത്യസ്തമായി കാണപ്പെടുന്നു എന്നതാണ് വസ്തുത (ചിത്രം 2). വ്യത്യസ്ത പോയിൻ്റുകളിൽ ഈ പാതകൾ അളക്കാൻ കഴിയുമെങ്കിൽ, പ്രശ്നം പരിഹരിക്കപ്പെടും, കാരണം ഒന്നുകിൽ നിങ്ങൾക്ക് ഈ പാതകളുടെ കോണീയ അളവുകൾ അല്ലെങ്കിൽ യാത്രാ സമയം നേരിട്ട് കണ്ടെത്താനാകും, അതിൽ നിന്ന് ആവശ്യമുള്ളത് കണ്ടെത്തുക. അങ്ങനെ അത് സംഭവിച്ചു: വ്യത്യസ്ത പോയിൻ്റുകളിൽ നടക്കുന്ന നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ ഫലമായി ഗ്ലോബ്, ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റിൻ്റെ മൂല്യം മതിയായ അളവിൽ നിർണ്ണയിക്കാൻ ശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് കഴിഞ്ഞു ഉയർന്ന കൃത്യത.

പ്രത്യേകിച്ച്, തോമസ് ഹോൺസ്ബി ഭൂമിയിൽ നിന്ന് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിന് ഏകദേശം 93,726,900 ഇംഗ്ലീഷ് മൈൽ (150,838,449 കിലോമീറ്റർ) മൂല്യം നേടി, അത് സത്യത്തോട് വളരെ അടുത്താണ്.

ഈ പ്രശ്നം ശുക്രൻ്റെ പാരലാക്സിൻ്റെ സമാന അളവുകൾ നടത്താൻ നിർദ്ദേശിക്കുന്നു.

ടാസ്ക്

ശുക്രൻ കടന്നുപോകുന്നതിൻ്റെ രണ്ട് ഫോട്ടോഗ്രാഫുകൾ നൽകിയിരിക്കുന്നു, 2012 ജൂൺ 5-ന് 22:25:52 UTC ന് ഒരേസമയം എടുത്തതാണ് (ചിത്രം 4). ഇടതുവശത്ത് ന്യൂജേഴ്‌സിയിലെ പ്രിൻസ്റ്റണിൽ നിന്ന് എടുത്ത ഫോട്ടോ. വലതുവശത്ത് ഹവായിയിലെ മൗയി ദ്വീപിലെ ഹലേകാല അഗ്നിപർവ്വതത്തിൻ്റെ കൊടുമുടിയിൽ നിന്ന് എടുത്ത ഫോട്ടോയാണ്.

ശുക്രൻ്റെ ഡിസ്കിൻ്റെ സ്ഥാനത്തിലെ വ്യത്യാസങ്ങൾ പാരലാക്സുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഫോട്ടോ എടുക്കുമ്പോൾ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ശുക്രനിലേക്കുള്ള ദൂരം 0.2887 AU ആയിരുന്നുവെന്ന് അറിയാം. e., സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരം 1.0147 a ആണ്. അതായത്, സൂര്യൻ്റെ കോണീയ വലുപ്പം 31.57 ആർക്ക് മിനിറ്റാണ്, ഭൂമിയുടെ ഫലപ്രദമായ ആരം 6378.1 കിലോമീറ്ററായി കണക്കാക്കാം. ഫോട്ടോഗ്രാഫുകൾ എടുക്കുമ്പോൾ ശുക്രൻ ഹവായിയിൽ ഏതാണ്ട് അതിൻ്റെ ഉന്നതിയിലായിരുന്നു. നിർവ്വചിക്കുകഈ ഡാറ്റയും ഫോട്ടോഗ്രാഫുകളും അനുസരിച്ച്, ഭൂമിയിൽ നിന്ന് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരം.

സൂചന 1

അടിത്തറയുടെ നീളം നിർണ്ണയിക്കുന്നു പൊതുവായ കേസ്- തികച്ചും ബുദ്ധിമുട്ടുള്ള ഒരു ചോദ്യം. എന്നിരുന്നാലും, ഫോട്ടോ എടുക്കുന്ന സമയത്ത്, മൗയി ദ്വീപിലെ സൂര്യൻ ഏതാണ്ട് അതിൻ്റെ ഉന്നതിയിലായിരുന്നു. ഹവായിയിലെ നിലവിലെ സ്ഥാനവും 2012 ജൂൺ 5-ന് 12 മണിക്കൂർ 25 മിനിറ്റും സജ്ജീകരിച്ച് സ്റ്റെല്ലേറിയം പ്രോഗ്രാം ഉപയോഗിച്ച് നിങ്ങൾക്ക് ഇത് സ്ഥിരീകരിക്കാനാകും.

ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, അടിത്തറയുടെ ദൈർഘ്യം എളുപ്പത്തിൽ നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്നു (ചിത്രം 5).

സൂചന 2

നിങ്ങൾ എന്തെങ്കിലും അളക്കുന്നതിന് മുമ്പ്, ഒരു റാൻഡം ക്യാമറ ഓറിയൻ്റേഷൻ ഉപയോഗിച്ചാണ് ഫോട്ടോഗ്രാഫുകൾ എടുത്തതെന്ന് നിങ്ങൾ പരിഗണിക്കേണ്ടതുണ്ട്, അതിനാൽ ശുക്രൻ്റെ യഥാർത്ഥ സ്ഥാനചലനം അളക്കാൻ നിങ്ങൾ അവ ശരിയായി പൊരുത്തപ്പെടുത്തേണ്ടതുണ്ട്. ഒരു പശ്ചാത്തലമായി സൂര്യനെയോ സൂര്യകളങ്കങ്ങളെയോ ഉപയോഗിച്ച് ഇത് ചെയ്യാം. ശരിയാണ്, അപ്പോൾ അളന്ന പാരലാക്സ് ആപേക്ഷികമായിരിക്കും, കാരണം സൂര്യനും അതിൻ്റേതായ പാരലാക്സ് ഉണ്ട്.

പരിഹാരം

ചുറ്റിക്കറങ്ങിയ ശേഷം, നിങ്ങൾക്ക് ഒരു ഗ്രാഫിക്സ് എഡിറ്ററിൽ സൂര്യൻ്റെ ഡിസ്കിൽ ശുക്രൻ്റെ രണ്ട് നിർദ്ദേശിത ചിത്രങ്ങൾ താരതമ്യം ചെയ്യാം. മേഘങ്ങൾ കാരണം സൂര്യൻ്റെ അതിരുകൾ തീർത്തും മങ്ങുകയും അരികിലേക്ക് ഇരുണ്ടുപോകുകയും ചെയ്യുന്നതിനാൽ, നിങ്ങൾക്ക് സൂര്യകളങ്കങ്ങളിൽ ശ്രദ്ധ കേന്ദ്രീകരിക്കാം. മൂന്ന് ജോഡി പാടുകൾ സംയോജിപ്പിച്ചാൽ മതി. ഇതിൻ്റെ ഫലമായി നിങ്ങൾക്ക് ലഭിക്കുന്നത് ഇതാണ് (അരികുകൾ ഹൈലൈറ്റ് ചെയ്യുന്നതിന് ഫോട്ടോകൾ ചെറുതായി പ്രോസസ്സ് ചെയ്‌തു):

അപ്പോൾ ശുക്രൻ്റെ രണ്ട് സിലൗട്ടുകളുടെ കേന്ദ്രങ്ങൾ ഞങ്ങൾ കണ്ടെത്തുന്നു (ചിത്രം 7). ഞങ്ങൾ ഇപ്പോഴും ഇമേജുകൾക്കൊപ്പം പ്രവർത്തിക്കുന്നതിനാൽ, നമുക്ക് പിക്സലുകളിൽ ദൂരം അളക്കാൻ കഴിയും, പക്ഷേ, സ്വാഭാവികമായും, നമുക്ക് എല്ലാം "സാധാരണ" ദൈർഘ്യമുള്ള യൂണിറ്റുകളായി പരിവർത്തനം ചെയ്യേണ്ടിവരും. കേന്ദ്രങ്ങളുടെ കോർഡിനേറ്റുകൾ ഇപ്രകാരമാണ്: C 1 (ചിത്രം 7 ലെ ചുവന്ന കേന്ദ്രം) - എക്സ്: 624.5 px, വൈ: 317 px, C 2 - എക്സ്: 631.5 px, വൈ: 324.5 px.

ഇപ്പോൾ നമ്മൾ ശുക്രൻ്റെ ആപേക്ഷിക പാരലാക്സ് കണക്കാക്കുന്നു (പിക്സലുകളിലും):

\[ p=\sqrt((624(,)5-631(,)5)^2+(317-324(,)5)^2)=10(,)3\pm0(,)25~\text (പിഎക്സ്). \]

നിങ്ങൾക്ക് മറ്റൊരു നമ്പർ ലഭിച്ചേക്കാം, പക്ഷേ അത് കുഴപ്പമില്ല, കാരണം ഈ മൂല്യങ്ങൾ ആപേക്ഷികമാണ്, കൂടാതെ അവയുടെ നിർദ്ദിഷ്ട മൂല്യങ്ങൾ ഫോട്ടോകളുടെ വലുപ്പത്തെയും റെസല്യൂഷനെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു.

സൂര്യൻ്റെ വ്യാസം പിക്സലുകളിലും അളക്കാം (ചിത്രം 8), ഇത് ഒരു പരിവർത്തന സ്കെയിൽ നൽകും. ഞങ്ങളുടെ ചിത്രങ്ങളിൽ നിന്ന് അത് മാറുന്നു ഡി എസ്= 936±1 px, ഇത് 31.57±0.005 ആർക്ക് മിനിറ്റ് അല്ലെങ്കിൽ 1894.2±0.3 ആർക്ക് സെക്കൻഡ് മൂല്യവുമായി യോജിക്കുന്നു. അതിനാൽ 1 px = 2.024± 0.002 ആർക്ക് സെക്കൻഡ്.

ശുക്രൻ്റെ പാരലാക്സ് (സൂര്യനോട് ആപേക്ഷികം) തുല്യമാണെന്ന് ഞങ്ങൾ കാണുന്നു

പി vs= 10.3·2.024 = 20.9±0.5 ആർക്ക് സെക്കൻഡ്.

ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റിൻ്റെ സമ്പൂർണ്ണ മൂല്യം കണ്ടെത്താൻ ഞങ്ങൾ ആഗ്രഹിക്കുന്നതിനാൽ, ശുക്രൻ്റെ സമ്പൂർണ്ണ പാരലാക്സിൽ ഞങ്ങൾക്ക് താൽപ്പര്യമുണ്ട്. അത്തിപ്പഴം ശ്രദ്ധിക്കുക. 9. അതിൽ പി വിഒപ്പം ps- ഇവയാണ് ശുക്രൻ്റെയും സൂര്യൻ്റെയും യഥാർത്ഥ പാരലാക്സുകൾ, കൂടാതെ പി vs- സൂര്യനുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ശുക്രൻ്റെ പാരലാക്സ് (നമ്മൾ മുകളിൽ കണക്കാക്കിയത്). എന്ന് ചിത്രത്തിൽ നിന്ന് വ്യക്തമാണ് പി vs = പി വി − ps.

കോണുകൾ ചെറുതായതിനാൽ, ചെറിയ കോണുകൾക്ക് ഞങ്ങൾ ഏകദേശ തുല്യതകൾ ഉപയോഗിക്കും: റേഡിയനുകളിൽ sin φ ≈ ടാൻ φ ≈ φ. തുടർന്ന് ചിത്രത്തിൻ്റെ നൊട്ടേഷനിൽ. 9: ഡി ⊥ /ഇ.വി ≈ പി വി, ഡി ⊥ /ഇ.എസ് ≈ ps, എവിടെ ഇ.വിഒപ്പം ഇ.എസ്- ഭൂമിയിൽ നിന്ന് യഥാക്രമം ശുക്രനിലേക്കും സൂര്യനിലേക്കും ഉള്ള ദൂരം. ഇവിടെ നിന്ന് നമ്മൾ യഥാർത്ഥ പാരലാക്സ് കണ്ടെത്തുന്നു:

\[ p_v=\frac(p_(vs))(1-\frac(EV)(ES))=29(,)2\pm 0(,)7~\text(arcseconds). \]

ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ (അല്ലെങ്കിൽ മറ്റേതെങ്കിലും രീതി) ദൂരം അളക്കുന്നതിനുള്ള പ്രവർത്തനവുമായി ഏതെങ്കിലും മാപ്പിംഗ് സേവനം ഉപയോഗിച്ച്, രണ്ട് നിരീക്ഷണ പോയിൻ്റുകൾക്കിടയിലുള്ള ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ ദൂരം 7834 കി.മീ ആണെന്ന് ഞങ്ങൾ നിർണ്ണയിക്കുന്നു (ചിത്രം 10). ചിത്രത്തിലെ ആർക്ക് AB യുടെ നീളം ഇതാണ്. 9. അപ്പോൾ α ≈ 1.2282 റേഡിയൻ, അടിത്തറയുടെ നീളം കണ്ടെത്താം: ഡി⊥ ≈ 6007.6 കി.മീ.

ഏറ്റവും ലളിതമായ കാര്യം അവശേഷിക്കുന്നു. അടിസ്ഥാന നീളവും പാരലാക്സും അറിയുന്നതിലൂടെ, നിങ്ങൾക്ക് ശുക്രനിലേക്കുള്ള ദൂരം കണ്ടെത്താനാകും: d v = ഡി ⊥ /പി വി=42±1 ദശലക്ഷം കി.മീ. ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റുകളിൽ ശുക്രനിലേക്കുള്ള ആപേക്ഷിക ദൂരം 0.2887 a ആണെന്ന് അറിയപ്പെടുന്നതിനാൽ. e., അപ്പോൾ നമുക്ക് 1 എ ലഭിക്കും. ഇ. = 147 ± 3 ദശലക്ഷം കി.മീ. ഉയർന്ന റെസല്യൂഷൻ ഇമേജറി ഉപയോഗിച്ച് ഈ കണക്കുകൂട്ടലുകളുടെ കൃത്യത വളരെയധികം മെച്ചപ്പെടുത്താൻ കഴിയും.

പിൻവാക്ക്

ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റിൻ്റെ മൂല്യത്തിൻ്റെ ആദ്യത്തെ കൂടുതലോ കുറവോ കൃത്യമായ അളവുകൾ ശുക്രൻ്റെ സംക്രമണത്തിൻ്റെ സഹായത്തോടെ കൃത്യമായി നടത്തിയതിൽ അതിശയിക്കാനില്ല. സൂര്യൻ തന്നെ അത്തരം നിരീക്ഷണങ്ങൾക്ക് വളരെ മോശം സ്ഥാനാർത്ഥിയായിരുന്നു, കാരണം അത് ഒരു പോയിൻ്റ് ഒബ്ജക്റ്റ് അല്ല, കൂടാതെ, 18-ആം നൂറ്റാണ്ടിലെ കോണുകളുടെ അളവുകൾ വളരെ കൃത്യമല്ല. അതേ കാരണത്താൽ, ചൊവ്വയുടെ പാരലാക്സ് അളക്കുന്നത് വളരെ ബുദ്ധിമുട്ടായിരുന്നു.

താഴ്ന്ന സംയോജനത്തിൽ ചൊവ്വയെക്കാൾ ഭൂമിയോട് അടുത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ശുക്രനും വളരെ സൗകര്യപ്രദമല്ല. ഈ സ്ഥാനത്ത് ശുക്രൻ ഭൂമിക്കും സൂര്യനും ഇടയിൽ നേരിട്ട് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു, അതിനാൽ ഒരു ഹാലോയുടെ നേർത്ത സ്ട്രിപ്പിനെ പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നു എന്നതാണ് വസ്തുത. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ സൂര്യൻ തന്നെ പശ്ചാത്തല നക്ഷത്രങ്ങളുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ശുക്രൻ്റെ കോണീയ സ്ഥാനം അളക്കുന്നത് വളരെ ബുദ്ധിമുട്ടാണ്. അതിനാൽ, 1761-ലും 1769-ലും സൂര്യൻ്റെ ഡിസ്കിലൂടെ ശുക്രൻ്റെ ജോഡി കടന്നുപോകുന്നത് അക്കാലത്ത് ശാസ്ത്രലോകത്ത് ഒരു മഹത്തായ സംഭവമായി മാറി.

പാരലാക്സ്, ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് എന്നിവയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത് നീളത്തിൻ്റെ മറ്റൊരു അളവുകോലാണ്, ഇത് പലപ്പോഴും ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലും പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിലും കാണപ്പെടുന്നു. മുകളിൽ സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ, പാരലാക്സ് രീതി ഉപയോഗിച്ച്, ഇന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ സൗരയൂഥത്തിന് പുറത്തുള്ള ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള വസ്തുക്കളിലേക്കുള്ള ദൂരം അളക്കുന്നു (ചിത്രം 11)

സൂര്യനുചുറ്റും ഭൂമിയുടെ വിപ്ലവം കാരണം, പാരലാക്സ് ഇഫക്റ്റിന് വിധേയമല്ലാത്ത (അല്ലെങ്കിൽ വളരെ കുറവ്) വിദൂര നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പശ്ചാത്തലത്തിലുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ചിത്രം ചെറുതായി മാറും (ഒരു പാരലാക്സ് ആംഗിൾ വഴി). നിർവചനം അനുസരിച്ച്, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പാരലാക്സ് 1 ആർക്സെക്കൻഡ് ആണെങ്കിൽ, നക്ഷത്രം 1 പാർസെക് (ചുരുക്കത്തിൽ പിസി) അകലെയാണ്, അതായത് ഏകദേശം 3.26 പ്രകാശവർഷം. മറ്റൊരു വിധത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ, ഭൂമി-സൂര്യൻ സിസ്റ്റത്തിന് 1 ആർക്ക് സെക്കൻഡ് മാത്രം കോണീയ വലുപ്പമുള്ള ദൂരമാണ് 1 പാർസെക്.

നമ്മുടെ ഏറ്റവും അടുത്ത നക്ഷത്രമായ പ്രോക്സിമ സെൻ്റോറിയിലേക്കുള്ള ദൂരം 1.301 പാർസെക്കുകളാണ്. നമ്മുടെ ഗാലക്‌സിയുടെ കേന്ദ്രം 8000 പാർസെക്‌സ് (8 കിലോപാർസെക്‌സ്) ആണ്. ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള വലിയ ഗാലക്സിയായ ആൻഡ്രോമിഡ 778 കെപിസി ആണ്.

ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലും പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിലും, പലരും കരുതുന്നത് പോലെ പ്രകാശവർഷങ്ങളല്ല, ഈ ദൂരത്തിൻ്റെ അളവെടുപ്പ് യൂണിറ്റാണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത്. പ്രത്യേകിച്ചും, ഉദാഹരണത്തിന്, പ്ലാങ്ക് ടെലിസ്കോപ്പ് അനുസരിച്ച്, ഹബിൾ സ്ഥിരാങ്കം ഏകദേശം 68 കി.മീ/സെ/എംപിസിക്ക് തുല്യമാണ്, അതായത്, ഓരോ മെഗാപാർസെക്കിനും (മില്യൺ പാഴ്സെക്കുകൾ) ശേഷം, ഗാലക്സികളുടെ വികാസം മൂലം "രക്ഷപെടുന്ന" വേഗത പ്രപഞ്ചം സെക്കൻഡിൽ 68 കി.മീ വർദ്ധിക്കുന്നു.

മുകളിൽ സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ, പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിലെ ദൂരം അളക്കുന്നത് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരവധി പതിറ്റാണ്ടുകളായി അഭിമുഖീകരിക്കുന്ന ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട പ്രശ്നമാണ്.

അടിസ്ഥാനപരമായി, പാരലാക്സ് രീതി നൂറുകണക്കിന് പാർസെക്കുകൾ വരെയുള്ള ദൂരം അളക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഇവിടെ ഒരു തരത്തിലുള്ള റെക്കോർഡും ഉണ്ട്. 5000 പാഴ്‌സെക്ക് അകലെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൃത്യമായ പാരലാക്സ് അളക്കാൻ കഴിയുന്ന ഹബിൾ ടെലിസ്‌കോപ്പാണ് ഇത് വിതരണം ചെയ്തത്! ഇത് ചെയ്യുന്നതിന്, ദൂരദർശിനിക്ക് 20 മൈക്രോആർക്സെക്കൻഡ് റെസലൂഷൻ ആവശ്യമായിരുന്നു (പരിമിതമായ റെസല്യൂഷനുള്ള മെഷർമെൻ്റ് കൃത്യത മെച്ചപ്പെടുത്തുന്ന ഒരു നിരീക്ഷണ ശേഖരണ സാങ്കേതികത ഉപയോഗിച്ച്). ചന്ദ്രനിലെ ഒരു ബഹിരാകാശയാത്രികൻ്റെ കൈവശമുള്ള കടലാസിലെ എഴുത്ത് ഭൂമിയിൽ നിന്ന് വായിക്കുന്നത് പോലെയാണ് ഇത്.

ദൂരെയുള്ള ദൂരം മറ്റ് വഴികളിൽ അളക്കുന്നു, ഉദാഹരണത്തിന് സാധാരണ മെഴുകുതിരികൾ (സൂപ്പർനോവ, ആർആർ ലൈറേ നക്ഷത്രങ്ങൾ, സെഫീഡുകൾ മുതലായവ). ഈ അളവുകളെല്ലാം നിർദ്ദിഷ്ട മോഡലുകളെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു, അതിനാൽ സ്വതന്ത്രമല്ല എന്നതാണ് പ്രശ്നം. ഇത് ചെയ്യുന്നതിന്, പാരലാക്സ് പോലുള്ള മോഡൽ-സ്വതന്ത്ര രീതികൾ ഉപയോഗിച്ച് അവ കാലിബ്രേറ്റ് ചെയ്യേണ്ടതുണ്ട്.

എന്നിരുന്നാലും, ഈ മോഡലുകൾക്ക് അവയുടെ പ്രയോഗക്ഷമതയുടെ പരിധികളുണ്ട്, അതിനപ്പുറം പുതിയ രീതികൾ ആവശ്യമാണ്, അത് വീണ്ടും പഴയവയിൽ കാലിബ്രേറ്റ് ചെയ്യേണ്ടതുണ്ട്. ഈ രീതികളുടെ സമ്പ്രദായം, ഓരോന്നും കൂടുതൽ വിദൂര വസ്തുക്കളിൽ പ്രവർത്തിക്കുന്നു, എന്നാൽ മുമ്പത്തെ രീതികൾ ഉപയോഗിച്ച് അടുത്തുള്ള വസ്തുക്കളിൽ കാലിബ്രേറ്റ് ചെയ്യപ്പെടുന്നു, ഇതിനെ ദൂരങ്ങളുടെ പ്രപഞ്ച "ഗോവണി" എന്ന് വിളിക്കുന്നു (എം. മ്യൂസിൻ "നക്ഷത്രം സംസാരിക്കുന്നു" എന്ന ലേഖനവും കാണുക). ഈ പ്രശ്നത്തിൽ പഠിച്ച രീതിയിലാണ് ഈ ഗോവണി ഉത്ഭവിക്കുന്നത്.

ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് (AU)- ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ 149´597´870.610 കിലോമീറ്ററിന് തുല്യമായ ദൂരം അളക്കുന്നതിനുള്ള ചരിത്രപരമായി സ്ഥാപിതമായ യൂണിറ്റ്.

ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ്ഭൂമിയുടെയും സൂര്യൻ്റെയും പിണ്ഡ കേന്ദ്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ശരാശരി ദൂരത്തിന് ഏകദേശം തുല്യമാണ് (അതായത്, ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൻ്റെ ശരാശരി ആരം; ഭൂമിയിൽ നിന്ന് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരം).

കൃത്യമായും ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ്ഒരു വൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥത്തിൻ്റെ ദൂരത്തിന് തുല്യമാണ്, വിപ്ലവത്തിൻ്റെ കാലഘട്ടം, സൂര്യൻ ഒഴികെയുള്ള സൗരയൂഥത്തിലെ എല്ലാ ശരീരങ്ങളെയും നാം അവഗണിച്ചാൽ, ഭൂമിയുടെ വിപ്ലവത്തിൻ്റെ കാലഘട്ടത്തിന് തുല്യമായിരിക്കും. ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിൻ്റെ സെമിമേജർ അക്ഷം 1.000000036406 AU ആണ്. ഇ.

സൗരയൂഥത്തിലെ വസ്തുക്കൾ, സൗരയൂഥങ്ങൾക്ക് പുറത്ത്, ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടകങ്ങൾ എന്നിവ തമ്മിലുള്ള ദൂരം അളക്കാനാണ് ഇത് പ്രധാനമായും ഉപയോഗിക്കുന്നത്.

കഥ

ഹീലിയോസെൻട്രിക് സിസ്റ്റത്തിൻ്റെ ആവിർഭാവം മുതൽ, പ്രത്യേകിച്ച് കെപ്ലേറിയൻ ആകാശ മെക്കാനിക്‌സ്, സൗരയൂഥത്തിലെ ആപേക്ഷിക ദൂരങ്ങൾ (ചന്ദ്രനെ വളരെ അടുത്ത് ഒഴികെ) നല്ല കൃത്യതയോടെ അറിയപ്പെട്ടു. സൂര്യൻ സിസ്റ്റത്തിൻ്റെ കേന്ദ്ര ബോഡിയായതിനാൽ, ഭൂമി ഏതാണ്ട് വൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥത്തിൽ കറങ്ങുന്നത് നിരീക്ഷകരുടെ സ്ഥാനം ആയതിനാൽ, ഈ ഭ്രമണപഥത്തിൻ്റെ ആരം മാറ്റത്തിൻ്റെ ഒരു യൂണിറ്റായി എടുക്കുന്നത് സ്വാഭാവികമാണ്. എന്നിരുന്നാലും, ഈ യൂണിറ്റിൻ്റെ മൂല്യം വിശ്വസനീയമായി അളക്കാൻ ഒരു മാർഗവുമില്ല, അതായത്, ഭൂമിയിലെ സ്കെയിലുകളുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുക. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് പാരലാക്സ് വിശ്വസനീയമായി അളക്കാൻ കഴിയാത്തത്ര അകലെയാണ് സൂര്യൻ. ചന്ദ്രനിലേക്കുള്ള ദൂരം അറിയാമായിരുന്നു, എന്നാൽ പതിനേഴാം നൂറ്റാണ്ടിൽ അറിയപ്പെട്ടിരുന്ന ഡാറ്റയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി, സൂര്യനും ചന്ദ്രനും തമ്മിലുള്ള ദൂരത്തിൻ്റെ അനുപാതം കണക്കാക്കാൻ കഴിഞ്ഞില്ല - ചന്ദ്രൻ്റെ നിരീക്ഷണം ആവശ്യമായ കൃത്യത നൽകുന്നില്ല, കൂടാതെ ഭൂമിയുടെയും സൂര്യൻ്റെയും പിണ്ഡത്തിൻ്റെ അനുപാതവും അറിയില്ല.

1672-ൽ ജിയോവന്നി കാസിനിയും സഹപ്രവർത്തകനായ ജീൻ റിച്ചെറ്റും ചേർന്ന് ചൊവ്വയുടെ പാരലാക്സ് അളന്നു. ഭൂമിയുടെയും ചൊവ്വയുടെയും പരിക്രമണ പാരാമീറ്ററുകൾ ഉയർന്ന കൃത്യതയോടെ അളന്നതിനാൽ, ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റിൻ്റെ മൂല്യം നിർണ്ണയിക്കാൻ സാധിച്ചു - ആധുനിക യൂണിറ്റുകളിൽ 146 ദശലക്ഷം കിലോമീറ്റർ.

തുടർന്ന്, സോളാർ ഡിസ്കിലൂടെയുള്ള ശുക്രൻ്റെ സംക്രമണം ഉപയോഗിച്ച് ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റിൻ്റെ ശുദ്ധീകരിച്ച അളവുകൾ നടത്തി. 1901-ൽ ഈറോസ് എന്ന ഛിന്നഗ്രഹം ഭൂമിയിലേക്കുള്ള സമീപനവും അതിൻ്റെ പാരലാക്‌സിൻ്റെ അളവുകളും കൂടുതൽ കൃത്യമായ കണക്ക് നേടാൻ സഹായിച്ചു.

പ്ലാനറ്ററി റഡാറിൻ്റെ സഹായത്തോടെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് ശുദ്ധീകരിക്കപ്പെട്ടു. 1961-ലെ ശുക്രൻ്റെ സ്ഥാനം ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് 149´599´300 കിലോമീറ്ററിന് തുല്യമാണെന്ന് കണ്ടെത്തി. പിശകിൻ്റെ സാധ്യത ± 2000 കിലോമീറ്ററിൽ കൂടരുത്. 1962-ൽ ശുക്രൻ്റെ ആവർത്തിച്ചുള്ള റഡാർ സർവേ ഈ അനിശ്ചിതത്വം കുറയ്ക്കാനും ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റിൻ്റെ മൂല്യം വ്യക്തമാക്കാനും സാധിച്ചു: അത് 149´598´100±750 കി.മീ. 1961-ലെ സ്ഥാനത്തിന് മുമ്പ്, AE മൂല്യം 0.1% കൃത്യതയോടെ അറിയപ്പെട്ടിരുന്നു.

ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റിൽ എത്ര കിലോമീറ്റർ ഉണ്ട്? ഈ ചോദ്യത്തിനുള്ള ഉത്തരം ഞങ്ങൾ കണ്ടെത്തും.

പൊതുവിവരം

ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് ശരാശരി സഞ്ചരിക്കുന്ന പാതയ്ക്ക് തുല്യമായ ദൂരമാണ് സൂര്യരശ്മിഭൂമിയിലേക്ക്. കൂടാതെ, ഒരു ബദലായി, ഇത് നമ്മുടെ ഗ്രഹത്തിൻ്റെ ദീർഘവൃത്ത പരിക്രമണപഥത്തിൻ്റെ അർദ്ധ-മേജർ അക്ഷത്തിന് തുല്യമാണെന്ന് റിപ്പോർട്ടുചെയ്യാനാകും. ഈ രണ്ട് നിർവചനങ്ങളും ശരിയാണ്. ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റുകൾക്ക് എത്ര കിലോമീറ്റർ ഉണ്ടെന്ന് കണക്കാക്കാൻ നിരവധി ഓപ്ഷനുകൾ ഉണ്ട്. ഇവിടെ ഭൂമിയുടെയും സൂര്യൻ്റെയും പങ്ക് വഹിക്കുന്നത് എ, ബി പോയിൻ്റുകളാണ് (ജ്യാമിതിയും നേർരേഖയും ഓർക്കുക). ദൂരം അളക്കുന്നതിന് ക്ലാസിക്കൽ, പുതിയ രീതികളുണ്ട്. 1 ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റിന് എത്രമാത്രം ഉണ്ട് എന്നതിൻ്റെ ഏറ്റവും കൃത്യമായ മൂല്യം 149597870 + 2 കിലോമീറ്ററാണ്. സാധാരണ കണക്കുകൂട്ടലുകളിൽ, ഉപയോഗിച്ച എണ്ണം 149,600 ആയിരം കിലോമീറ്ററാണ്. ഈ മൂല്യം താരതമ്യേന അടുത്തിടെയാണ് ലഭിച്ചത്. നമുക്ക് ഇപ്പോൾ അത് മനസ്സിലാക്കാം ക്ലാസിക്കൽ രീതികൾഅളവുകൾ. അവർക്ക് ശേഷം, ഈ വിവരങ്ങൾ നേടുന്നതിനുള്ള പുതിയ വഴികൾ ഞങ്ങൾ ശ്രദ്ധിക്കും.

ക്ലാസിക് അളക്കൽ രീതികൾ

അവരുടെ സഹായത്തോടെ പ്രവർത്തിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നതിനുമുമ്പ്, ശരാശരി കണ്ടെത്തേണ്ടത് ആവശ്യമാണ് ഭൂമിയുടെ ആരം. ഏറ്റവും പുതിയ രീതികൾഈ പരാമീറ്ററിനെക്കുറിച്ചുള്ള അറിവ് ആവശ്യമില്ല. ഭൂമിയുടെ ശരാശരി ആരം നിർണ്ണയിക്കാൻ, ജിയോഡെറ്റിക് രീതികളുടെ മുഴുവൻ സമുച്ചയവും ഉപയോഗിച്ചു. ഇനി നമുക്ക് ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് അളക്കുന്നതിനുള്ള ഏറ്റവും ലളിതമായ മാർഗത്തെക്കുറിച്ച് സംസാരിക്കാം. ഇത് നോച്ചിംഗ് രീതിക്ക് സമാനമാണ്, എന്നാൽ ഇത് താരതമ്യേന ചെറിയ അടിസ്ഥാന മൂല്യമാണ് ഉപയോഗിക്കുന്നത്. ഇക്കാരണത്താൽ, ചെറിയ കോണുകൾ വളരെ കൃത്യമായി അളക്കുന്നത് ഉറപ്പാക്കാൻ ശ്രദ്ധിക്കണം. ഇക്കാരണത്താൽ, താരതമ്യേന കുറഞ്ഞ കൃത്യതയുടെ ഡാറ്റ പലപ്പോഴും ലഭിച്ചു. കണക്കുകൂട്ടലുകളിൽ ഈറോസ് എന്ന ഛിന്നഗ്രഹം ഉപയോഗിക്കുന്നത് രണ്ടാമത്തെ രീതിയാണ്. ചില സമയങ്ങളിൽ അത് ഭൂമിയോട് വളരെ അടുത്ത് കടന്നുപോകുന്നു. അപ്പോൾ അതിൻ്റെ പാരലാക്സ് ഏതാണ്ട് ഒരു മിനിറ്റ് ആർക്ക് എത്തുന്നു. അതിനുശേഷം ZES ത്രികോണത്തിൻ്റെ വശങ്ങൾ നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്നു, അതിലൊന്നാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ്.

ഏറ്റവും പുതിയ അളക്കൽ രീതികൾ

റഡാറിലാണ് ഏറ്റവും കൂടുതൽ ശ്രദ്ധ നൽകേണ്ടത്. എന്നാൽ കപ്പലുകളോ വിമാനങ്ങളോ മാത്രമല്ല, ഗ്രഹങ്ങളും. നമുക്ക് ഈ ഉദാഹരണം പരിഗണിക്കാം. ഒരു റഡാർ വഴി ഒരു ഏകപക്ഷീയമായ ഗ്രഹത്തിലേക്ക് (ഉദാഹരണത്തിന്, ശുക്രൻ) ഒരു സിഗ്നൽ അയയ്ക്കുന്നു. അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്ന് പ്രതിഫലിച്ച ശേഷം, അത് ഭൂമിയിലേക്ക് മടങ്ങും. റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ വ്യാപനത്തിൻ്റെ വേഗതയും (ഇത് സെക്കൻഡിൽ 299,792 കിലോമീറ്ററാണ്) സിഗ്നൽ അയയ്‌ക്കുന്നതിനും സ്വീകരിക്കുന്നതിനുമുള്ള നിമിഷങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസവും നമുക്ക് അറിയാവുന്നതിനാൽ, ദൂരം അളക്കുന്നത് ബുദ്ധിമുട്ടുള്ള കാര്യമല്ല. ഇത് ചെയ്യുന്നതിന്, നിങ്ങൾ റൗണ്ട് ട്രിപ്പ് സമയം വേഗത കൊണ്ട് ഗുണിക്കേണ്ടതുണ്ട്. ഈ രീതിയിൽ, നിങ്ങൾക്ക് വ്യത്യസ്ത വസ്തുക്കൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരം അളക്കാൻ കഴിയും. എന്നാൽ ചില പ്രത്യേക സവിശേഷതകൾ ഉണ്ട്. ശുക്രൻ നമ്മെ സഹായിക്കുന്ന ഒരു ഉദാഹരണം നോക്കാം. അതിനാൽ, അത് നമ്മുടെ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് പരമാവധി ദൃശ്യമായ അകലത്തിൽ ആയിരിക്കുമ്പോൾ, ഒരു ഭൗമിക നിരീക്ഷകൻ്റെ വീക്ഷണകോണിൽ നിന്നുള്ള അതിൻ്റെ പരിക്രമണ ചലനം കാഴ്ചയുടെ രേഖയെ പിന്തുടരും. നന്ദി ഡോപ്ലർ പ്രഭാവംപഠിക്കുന്ന വസ്തുവിൻ്റെ പരിക്രമണ വേഗതയ്ക്ക് ആനുപാതികമായി മടങ്ങുന്ന സിഗ്നലിൻ്റെ ആവൃത്തി വ്യത്യാസപ്പെടും, ഈ സാഹചര്യത്തിൽ ശുക്രൻ. ഇതിന് നന്ദി, ഈ ഗ്രഹം എത്ര വേഗത്തിൽ നീങ്ങുന്നുവെന്ന് മാത്രമല്ല, ഒരു നിശ്ചിത സമയത്തിനുള്ളിൽ അത് എത്ര വിപ്ലവങ്ങൾ ഉണ്ടാക്കുന്നുവെന്നും നമുക്ക് കണ്ടെത്താൻ കഴിയും. ശരിയാണ്, തത്ഫലമായുണ്ടാകുന്ന മൂല്യം ഭിന്നസംഖ്യകളിലോ നിരവധി ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റുകളിലോ അളക്കും (വളരെ സാധ്യത). മറ്റൊന്ന് പുതിയ വഴിഒരു ഓട്ടോമാറ്റിക് ഇൻ്റർപ്ലാനറ്ററി സ്റ്റേഷൻ്റെ ചലനത്തിൻ്റെ വിശകലനമാണ് ദൂരം നിർണ്ണയിക്കൽ, ബന്ധപ്പെടുമ്പോൾ ദൂരം കണക്കാക്കാം.

ഉപസംഹാരം

ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് ഭൂമിയിൽ നിന്നും സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരമാണെന്ന് ഇപ്പോൾ അറിയാം. അയ്യോ, ഇതുവരെ, താരതമ്യേന കുറഞ്ഞ ദൂരം മറികടക്കുന്നത് മനുഷ്യർക്ക് പ്രശ്നമാണ് (ഇത് ഞങ്ങളുടെ മെക്കാനിക്കൽ ഓട്ടോമേറ്റഡ് അസിസ്റ്റൻ്റുമാരെ തടയുന്നില്ലെങ്കിലും). ഇത് അളവെടുപ്പിൽ ഉപയോഗിക്കുന്ന ഒരേയൊരു യൂണിറ്റല്ല എന്നത് ശ്രദ്ധിക്കേണ്ടതാണ്. അതിനുപുറമേ, വ്യാപകമാണ് പ്രകാശവര്ഷംപാർസെക്കും. ആദ്യ ആശയം പലപ്പോഴും ഉപയോഗിക്കുന്നു, അതിനാൽ ഞങ്ങൾ അതിൽ വസിക്കുകയില്ല. പാർസെക് എന്നതുകൊണ്ട് ഞങ്ങൾ അർത്ഥമാക്കുന്നത് 206 ആയിരം ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റുകളിൽ അൽപ്പം കൂടുതലാണ്. പകരമായി, 3.26 പ്രകാശവർഷത്തിൻ്റെ മൂല്യം നൽകാം. ഏറ്റവും വ്യാപകമായത്അവരുടെ വർദ്ധനവ് ലഭിച്ചു. അതിനാൽ, നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് 8 കിലോപാർസെക്കുകൾ മാത്രമാണ്. എന്നാൽ നമ്മൾ, ആളുകൾ, ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ് എന്ന നിലയിൽ താരതമ്യേന ചെറിയ കോസ്മിക് ദൂരങ്ങളിലൂടെയെങ്കിലും സഞ്ചരിക്കുന്നതിൽ വൈദഗ്ദ്ധ്യം നേടേണ്ടതുണ്ട്.