Berechnen Sie die Entfernung zur Sonne

Wir haben die Venus und ihre Umlaufbahnmuster genau beobachtet, genau wie der Wissenschaftler Edmund Halley vor Hunderten von Jahren. Damals hatte er einen Plan, um die Entfernung von der Erde zur Sonne, der AU, zu bestimmen.

Zwei Schlüsselkomponenten waren Keplers Astronomical Unit (AU) und ein Winkel. α, die sich zwischen den Sichtlinien bildeten, gefolgt von Beobachtern auf der Erde während des Venus-Transits. Halley theoretisierte das α zusammen mit Keplers drittem Gesetz der Planetenbewegung würde es ermöglichen, die AU zu berechnen. Wir werden sehen wie heute.

Ingenieur Sachverständiger

Abbildung 1

Abbildung 1 zeigt, was Halley vorhatte. Er vermutete, dass Beobachter, die sich auf gegenüberliegenden Seiten der Erde befinden, die genauen Zeiten bestimmen könnten, die die Venus benötigt, um sich aus jeder ihrer Perspektiven über das Gesicht der Sonne zu bewegen, diese Informationen in Verbindung mit zuvor gesammelten Informationen über das Wetter verwenden könnten. Die Erde und die Venus brauchen eine vollständige Umlaufbahn um die Sonne. Dies würde den Winkel erlauben α zu berechnen und aus der Entfernung von der Erde zur Venus, rVenus. Halley-Berechnungen für α sind jenseits des Rahmens dieser Reihe, aber wenn Sie mehr darüber lesen möchten, können Sie folgen dieser Link.

Die Entfernung von der Erde zur Venus, rVenus, wird auf ähnliche Weise wie die oben verwendete Methode berechnet, um den Abstand von der Erde zum Mond unter Verwendung dieser Gleichung zu bestimmen.

r = d × tan (θ)

Um das Thema zu aktualisieren, folgen Sie diesem Link zu meinem vorherigen Blog unter Optische Messung kosmischer Entfernungen.

Und hier ist dieselbe Gleichung, die modifiziert wurde, um die Entfernung zwischen Erde und Venus zu lösen. rVenus,

rVenus = d ÷ tan (α) (einer)

Nachdem die Entfernung von der Erde zur Venus bestimmt worden war, wurde ihr Wert in die Kepler-Gleichung für 1 AE aufgenommen, und die Entfernung zwischen Erde und Sonne war bekannt.

Hier ist wieder Keplers drittes Gesetz der Planetenbewegungsgleichung:

1 AU = rVenus ÷ 0,28 (zwei)

Und hier ist es mit der Funktion für rVenus aus Gleichung (1), die in Gleichung (2) eingefügt wurde, um 1 AU zu lösen,

1 AU = [d ÷ tan(α)] ÷ 0,28

1 AU = d ÷ [0.28 × tan(α)] (3)

Aus Gleichung (3) wurde berechnet, dass der Abstand zwischen der Erde und der Sonne, 1 Astronomische Einheit, zwischen 92.000.000 und 96.000.000 Meilen lag.

Leider kam es zu Halleys Lebzeiten nicht zu einem Transit der Venus, aber die Wissenschaftler, die ihm folgten, wandten ihre Methodik nach dem nächsten Transit 1761 an. Seitdem haben moderne Technologie und Radar die Genauigkeit der Messung verbessert. So wissen wir jetzt, dass die Sonne 92.935.700 Meilen von der Erde entfernt ist.

Das nächste Mal werden wir zurückkommen, um den Kreis unseres Eröffnungsthemas in dieser langen Reihe von Blogs zu schließen, wenn wir unsere Diskussion über die Schwerkraft wieder eröffnen. Zentripetalkraft Es ist von grundlegender Bedeutung, die von der Sonne auf die Erde ausgeübte Gravitationskraft zu bestimmen.

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