Astronomie

Mit welchen Instrumenten misst man den Abstand zur Sonne?

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Im 18. Jahrhundert wurde die Entfernung zur Sonne anhand der Venustransite gemessen. Heutzutage wird das Timing von Radarimpulsen verwendet, um die Entfernung von Dingen in unserem Sonnensystem zu messen. Mit welchen Instrumenten werden diese Messungen durchgeführt? Wie sehen sie aus (Bonuspunkte für Bilder)? Gibt es Observatorien mit "Radarkanonen", die die Entfernung der Sonne messen?


Sie sehen aus wie Radioteleskope, denn das sind sie.

Einige Radioteleskope sind so ausgestattet, dass sie eher senden als empfangen, was die Verwendung eines anderen Radioteleskops erfordert, um das reflektierte Signal zu empfangen. Andere Radioteleskope sind so ausgestattet, dass sie sowohl gepulst senden als auch empfangen. Diese können ohne die Hilfe eines separaten Senders für die Radarastronomie verwendet werden.


Mit welchen Instrumenten misst man den Abstand zur Sonne? - Astronomie

Wie würde ich vorgehen, um zu messen, wie breit (in Grad) die Mondscheibe erscheint? Kann ich die Tatsache nutzen, dass wir die Himmelskugel in 360 Grad unterteilen können? Ich dachte daran, 2 Saiten so aufzustellen, dass sie auf beiden Seiten des Vollmonds ausgerichtet sind, und dann die Zeit (t) zu messen, die eine Seite des Mondes benötigt, um die andere Saite zu erreichen. Mit dem Verhältnis x/360deg = t/24 h könnte ich den scheinbaren Durchmesser des Mondes (x) berechnen.

Ihre Idee, die Größe des Mondes zu messen, ist interessant, aber Sie müssen sehr vorsichtig sein, um genaue Messungen durchzuführen. In der von Ihnen angegebenen Formel sollten Sie x/360=t/(24h50min) tun, da der Mond länger als 24h braucht, um an dieselbe Stelle am Himmel zurückzukehren. Zweitens verstehe ich nicht, warum Sie zwei Saiten brauchen. Würde einer nicht reichen? Sie messen einfach die Zeit zwischen den beiden Seiten des Mondes, die ihn kreuzen. Das problematischste, was ich sehen kann, ist, dass Sie keine guten Messungen erhalten, wenn der Mond leicht diagonal verläuft. Die beste Zeit für Ihr Experiment wäre daher, wenn der Mond am höchsten Punkt am Himmel steht, also ziemlich gerade geht (um Mitternacht, wenn Vollmond ist, wäre die beste Zeit).

Wenn Sie die Ergebnisse Ihres Experiments mit etwas anderem vergleichen möchten, erkläre ich Ihnen, wie Sie ein sehr einfaches Instrument bauen, mit dem Sie den Durchmesser von Mond und Sonne messen können. Sie benötigen eine Schachtel, ein Lineal, etwas Aluminiumfolie und eine Nadel. Das Gerät, das Sie bauen werden, ist das gleiche, das Sie verwenden würden, um eine Sonnenfinsternis zu betrachten. Da ich keine Dinge zeichnen kann, um Ihnen zu erklären, wie es geht, werfen Sie einen Blick auf diese Webseite, die es klar erklärt.

Wenn Sie eine Schachtel lang genug bauen, können Sie den Durchmesser des Bildes der Sonne (oder des Vollmonds) messen, den wir d nennen, und Sie kennen auch l, die Länge Ihrer Schachtel. Daraus können Sie den tatsächlichen Durchmesser erhalten, indem Sie Folgendes tun: D=L*d/l wobei L die Entfernung zum Objekt ist: L=150 000 000 km für die Sonne, L=384 000 km für den Mond. Wenn Sie möchten, können Sie den Winkeldurchmesser Theta berechnen, indem Sie Folgendes tun: Theta=(d*180)/(l*Pi). Sie sollten sowohl für die Sonne als auch für den Mond etwa 1/2 Grad erhalten.

Wenn dies für den Mond nicht gut funktioniert, kann ich mir eine andere Möglichkeit vorstellen. Kleben Sie eine Münze in Ihr Fenster und kleben Sie ein Ende einer Schnur direkt auf die Seite der Münze. Schauen Sie dann mit einem Auge und halten Sie die Schnur nur am Augenrand, gehen Sie von Ihrem Fenster zurück, bis die Münze den Vollmond genau blockiert. Jetzt ist l die Länge der Schnur zwischen der Münze und Ihrem Auge an diesem Punkt und d der Durchmesser der Münze. Sie können die obigen Formeln verwenden, um den Durchmesser des Mondes zu berechnen.

Diese Website stellt auch eine andere (etwas komplexere) Methode vor, um dasselbe zu messen.

Viel Spaß beim Experimentieren!

Diese Seite wurde zuletzt am 28.06.2015 aktualisiert.

Über den Autor

Amelie Saintonge

Amelie arbeitet an Möglichkeiten, die Signale von Galaxien auf Radiokarten zu erkennen.


Mit welchen Instrumenten misst man den Abstand zur Sonne? - Astronomie

Wie berechnen Astronomen den Abstand der Sonne von der Erde oder die tatsächliche Größe der Sonne oder die Geschwindigkeit der Erde auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne? Offensichtlich kann man aus einer Antwort auf eine dieser Fragen die Antworten auf die anderen finden. Aber wie finden wir die erste Antwort?

Kurzversion: Was wir tatsächlich messen, ist die Entfernung von der Erde zu einem anderen Körper wie der Venus. Dann verwenden wir unser Wissen über die Beziehungen zwischen den interplanetaren Abständen, um dies auf den Abstand Erde-Sonne zu skalieren. Seit 1961 können wir mit Radar interplanetare Distanzen messen - wir senden ein Radarsignal auf einen anderen Planeten (oder Mond oder Asteroiden) und messen, wie lange es dauert, bis das Radarecho zurückkehrt. Vor dem Radar mussten sich Astronomen auf andere (weniger direkte) geometrische Methoden verlassen.

Der erste Schritt bei der Messung der Entfernung zwischen Erde und Sonne besteht darin, die relativen Entfernungen zwischen der Erde und anderen Planeten zu bestimmen. (Wie ist zum Beispiel das Verhältnis des Jupiter-Sonne-Abstands zum Erde-Sonne-Abstand?) Sagen wir also, der Abstand zwischen Erde und Sonne sei "a". Betrachten Sie nun die Umlaufbahn der Venus. In erster Näherung sind die Bahnen von Erde und Venus perfekte Kreise um die Sonne, und die Bahnen liegen in derselben Ebene.

Schauen Sie sich das Diagramm unten an (nicht maßstabsgetreu). Aus der Darstellung der Venusbahn wird deutlich, dass es zwei Stellen gibt, an denen der Winkel Sonne-Venus-Erde 90 Grad beträgt. An diesen Punkten ist die Linie, die Erde und Venus verbindet, eine Tangente an die Umlaufbahn der Venus. Diese beiden Punkte zeigen die größte Dehnung der Venus und sind so weit von der Sonne entfernt, dass Venus am Himmel erscheinen kann. (Formaler ausgedrückt sind dies die beiden Punkte, an denen der Winkelabstand zwischen Venus und Sonne, von der Erde aus gesehen, seinen maximal möglichen Wert erreicht.)

Eine andere Möglichkeit, dies zu verstehen, besteht darin, die Bewegung der Venus am Himmel relativ zur Sonne zu betrachten: Während die Venus die Sonne umkreist, entfernt sie sich weiter von der Sonne am Himmel, erreicht einen maximalen scheinbaren Abstand von der Sonne (entsprechend der größte Elongation) und geht dann wieder auf die Sonne zu. Dies ist übrigens der Grund, warum die Venus am Abendhimmel nie länger als etwa drei Stunden nach Sonnenuntergang oder am Morgenhimmel mehr als drei Stunden vor Sonnenaufgang zu sehen ist.

Durch eine Reihe von Beobachtungen der Venus am Himmel kann man nun den Punkt der größten Elongation bestimmen. Man kann auch den Winkel zwischen Sonne und Venus am Himmel am Punkt der größten Elongation messen. Im Diagramm ist dieser Winkel der Sonne-Erde-Venus-Winkel, der im rechtwinkligen Dreieck als "e" markiert ist. Mit der Trigonometrie kann man nun den Abstand zwischen Erde und Venus als Erde-Sonne-Abstand bestimmen:

(Entfernung zwischen Erde und Venus) = a × cos(e)

Ähnlich, mit etwas mehr Trigonometrie:

(Abstand zwischen Venus und Sonne) = a × sin(e)

Die größte Elongation der Venus beträgt etwa 46 Grad, so dass die Sonne-Venus-Distanz etwa 72% der Sonne-Erde-Distanz beträgt. Ähnliche Beobachtungen und Berechnungen ergeben den relativen Abstand zwischen Sonne und Merkur. (Allerdings sind Mars und die äußeren Planeten komplizierter.)

Historisch gesehen war Aristarchos (ca. 310-230 v. Chr.) im antiken Griechenland die erste bekannte Person, die Geometrie verwendet, um den Abstand Erde-Sonne zu schätzen. Er maß den Winkelabstand von Sonne und Mond, wenn der Mond halb beleuchtet war, um den Abstand zwischen Erde und Sonne in Bezug auf den Abstand zwischen Erde und Mond abzuleiten. Seine Argumentation war richtig, aber seine Messungen waren es nicht. Aristarchos berechnete, dass die Sonne etwa 19-mal weiter als der Mond ist, tatsächlich etwa 390-mal weiter als der Mond.

Ein anderer altgriechischer Astronom, Eratosthenes (276-194 v. Chr.), schätzte die Entfernung zwischen Erde und Sonne auf 4.080.000 Stadien oder 804.000.000 Stadien. Es gibt Meinungsverschiedenheiten bezüglich der korrekten Übersetzung des Wertes von Eratosthenes und weitere Meinungsverschiedenheiten darüber, welche Länge eines Stadions von Eratosthenes verwendet wurde. Verschiedene Quellen schätzen, dass die Länge eines Stadions (auch Stadion oder Stade genannt) umgerechnet auf moderne Einheiten zwischen 157 und 209 Metern liegt. Dann sind 4.080.000 Stadien weniger als 1% der tatsächlichen Entfernung Erde-Sonne, egal welche Definition eines Stades man wählt. 804.000.000 Stadien liegen jedoch zwischen 126 Millionen und 168 Millionen Kilometern - ein Bereich, der die tatsächliche Entfernung Erde-Sonne von (ungefähr) 150 Millionen Kilometern einschließt. Eratosthenes hat also möglicherweise einen ziemlich genauen Wert für die Entfernung Erde-Sonne gefunden (möglicherweise mit etwas Glück), aber wir können es nicht mit Sicherheit sagen.

Die erste strenge und genaue wissenschaftliche Messung des Abstands Erde-Sonne wurde von Cassini 1672 durch Parallaxenmessungen des Mars durchgeführt. Er und ein anderer Astronom beobachteten den Mars gleichzeitig von zwei Orten aus. Ein Jahrhundert später lieferte eine Reihe von Beobachtungen von Venustransiten eine noch bessere Schätzung.

Seit 1961 kann die Entfernung zur Venus direkt durch Radarmessungen bestimmt werden, bei denen eine Reihe von Radiowellen von der Erde ausgesendet und empfangen wird, nachdem sie von der Venus abgeprallt und zur Erde zurückgekehrt sind. Durch Messen der Zeit bis zur Rückkehr des Radarechos kann die Entfernung berechnet werden, da sich Funkwellen mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten. Sobald dieser Erde-Venus-Abstand bekannt ist, kann der Abstand zwischen Erde und Sonne berechnet werden.

Wie Sie angedeutet haben, kann man, sobald der Abstand zwischen Erde und Sonne bekannt ist, alle anderen Parameter berechnen. Wir wissen, dass die Sonne, von der Erde aus gesehen, einen Winkeldurchmesser von etwa 0,5 Grad hat. Auch hier kann mit Hilfe der Trigonometrie der Radius oder Durchmesser der Sonne aus dem Abstand zwischen Erde und Sonne, a, als 2×R . berechnet werdenSonne = tan(0,5 Grad) × a. Da wir außerdem die Zeit kennen, die die Erde braucht, um die Sonne einmal zu umrunden (P = 1 Jahr) und die Entfernung, die die Erde dabei zurücklegt (ungefähr 2πa, da die Erdbahn nahezu kreisförmig ist), können wir die mittlere Umlaufgeschwindigkeit der Erde als v = (2πa)/P.

Die relevanten Zahlen sind jedenfalls:

Abstand Erde-Sonne, a = ungefähr 150 Millionen km, definiert als eine Astronomische Einheit (AE)
Radius der Sonne, RSonne = ca. 700.000 km
Umlaufgeschwindigkeit der Erde, v = etwa 30 km/s

  1. NASA Space Place: Woher wissen Wissenschaftler die Entfernung zwischen den Planeten?
  2. Lehrerhandbuch zum Universum: Parallax , von der NASA To See the Unseen:Eine Geschichte der planetaren Radarastronomie
  3. Große Momente in der Geschichte der Sonnenphysik: Die Entfernung zur Sonne (Buch XV, Kapitel LIII) von Eusebius von Caesarea, übersetzt von E.H. Gifford. In Kapitel LIII: "Eratosthenes: Die Entfernung der Sonne von der Erde beträgt vier Millionen und achtzigtausend Stadien" von J.J. O'Connor und E.F. Robertson, aus der MacTutor History of Mathematics, aus Wikipedia (archiviert vom Original)

Und hier sind einige Links mit Antworten auf ähnliche Fragen auf anderen "Ask an Astronomer"-Sites:

    vom Lick Observatory auf der "Ask an Astrophysicist"-Site des NASA Goddard Space Flight Center (siehe Wie werden Entfernungen in der Astronomie gemessen? und Wie haben sie planetare und stellare Entfernungen in der Antike gemessen?) aus Phil Plaits Bad Astronomy Blog

Diese Seite wurde zuletzt von Sean Marshall am 30. Januar 2016 aktualisiert.

Über den Autor

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep hat einen neuen Empfänger für das Arecibo-Radioteleskop gebaut, der zwischen 6 und 8 GHz arbeitet. Er untersucht 6,7 GHz Methanol-Maser in unserer Galaxie. Diese Maser treten an Orten auf, an denen massereiche Sterne geboren werden. Er promovierte im Januar 2007 bei Cornell und war Postdoc am Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Deutschland. Danach arbeitete er als Submillimeter Postdoctoral Fellow am Institut für Astronomie der University of Hawaii. Jagadheep ist derzeit am Indian Institute of Space Science and Technology.


Was ist eine Astronomische Einheit (AU)? (Mit Bildern)

Eine astronomische Einheit (AE) ist ein in der Astronomie häufig verwendetes Entfernungsmaß, das der Entfernung zwischen Erde und Sonne entspricht. In gebräuchlicheren Maßeinheiten entspricht eine AU etwa 93 Millionen Meilen (150 Millionen km) oder der Entfernung, die das Licht in etwas mehr als acht Minuten zurücklegt. Das Symbol AU wird am häufigsten verwendet, um die astronomische Einheit darzustellen, obwohl weniger häufig stattdessen UA verwendet wird.

Seit geraumer Zeit schätzen die Menschen die Entfernung zwischen Erde und Sonne. Viele Griechen kamen mit Maßen, die oft mit ziemlich großen Rändern falsch waren. Der Grieche Eusebius hat ein Maß entwickelt, das dem modernen Maß einer astronomischen Einheit überraschend nahe kommt. In einem seiner Werke schätzte er es auf 804 Millionen Stadien. Die Stadien, eine griechische Maßeinheit, sind ungefähr 605 bis 625 Fuß (85-90 m) groß, was seiner Schätzung zwischen 92 und 95 Millionen Meilen (149-153 Millionen km) entspricht.

Am Ende des 17. Jahrhunderts wurde die AU offiziell auf etwa 87 Millionen Meilen (140 Millionen km) geschätzt, indem man die Position des Mars an zwei verschiedenen Punkten in der Erdumlaufbahn verwendete. Ende des 18. Jahrhunderts wurde eine Methode entwickelt, bei der die Venus während ihres Durchgangs über die Sonnenseite als Messpunkt verwendet wurde. Diese Methode ergab eine viel genauere Zahl. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts zog ein Asteroid in der Nähe der Erde vorbei, und eine noch genauere Zahl für die astronomische Einheit wurde berechnet.

Mitte des 20. Jahrhunderts und bis ins 21. Jahrhundert hinein ermöglichten Verbesserungen verschiedener Messtechnologien viel genauere Messungen und verfeinerten die AU weiter. Durch den Einsatz von Raumsonden und Satelliten wurden moderne Definitionen mit weitaus höherer Genauigkeit als in der Vergangenheit geschaffen. 1976 wurde die aktuelle Definition der astronomischen Einheit aktualisiert, um ein anspruchsvolleres Maß zu erhalten. Die vielleicht genaueste Definition könnte als die Entfernung vom genauen Zentrum der Sonne angegeben werden, bei der ein Teilchen ein Gaußsches Jahr (365,2568983 Tage) braucht, um seine Umlaufbahn zu vollenden. Wenn das verwirrend erscheint, stellen Sie es sich in etwa so vor, als ob eine astronomische Einheit die Entfernung vom Erdmittelpunkt zum Sonnenmittelpunkt ist.

Die tatsächliche Zahl für eine AE, die sich nach dieser Definition und nach den modernsten Messungen ergibt, beträgt ungefähr 92.955.807 Meilen (149.597.870,691 km). Diese Zahl wurde 1996 angenommen und gilt als genau auf etwa 10 Fuß (ungefähr 3 m) genau.

Die astronomische Einheit kann nicht nur für Astronomen nützlich sein, sondern auch für normale Menschen, die versuchen, die relativen Entfernungen innerhalb unseres eigenen Sonnensystems in den Griff zu bekommen. Während Entfernungen zwischen Planeten zu groß erscheinen können, um sie jemals in den Griff zu bekommen, wenn sie in Meilen oder Kilometern angegeben werden, wird es in astronomischen Einheiten viel einfacher, die Beziehungen zwischen ihnen zu erkennen. Während die Erde zum Beispiel natürlich 1AU von der Sonne entfernt ist, ist der Mond nur 0,0025AU von der Erde entfernt. Und während Jupiter, der unserer Meinung nach ziemlich weit entfernt ist, etwas mehr als 5 AU von der Sonne entfernt ist, ist Pluto satte 40 bis 50 AU entfernt. Und wenn das noch ein langer Weg ist, bedenken Sie, dass der nächste Stern zu unserem eigenen Sonnensystem 268.000 AE entfernt ist.


Navigation und verwandte Instrumente im England des 16. Jahrhunderts

Zu Beginn des sechzehnten Jahrhunderts hatte sich die antike Navigationskunst als Reaktion auf Ozeanforscher, die ihre Positionen ohne Orientierungspunkte finden, die Orte ihrer Entdeckungen bestimmen und Routen zwischen den neu entdeckten Ländern festlegen mussten, schnell entwickelt und nach Hause. Obwohl die Beziehung bestimmter Himmelskörper zu Tageszeit und irdischen Richtungen seit der Antike bekannt war, wurden in den ersten zwei Jahrzehnten des 16. Jahrhunderts Astronomie und Mathematik rigoros auf die Navigation angewendet. Das neue Lernen traf auf die Neue Welt.

Werkzeuge wie eine Sanduhr, ein Quadrant, ein Kompass und eine Seekarte waren für eine effektive Navigation unerlässlich.

Die Navigation basiert weitgehend auf den Kugelkoordinaten Breite -Winkelabstand nördlich oder südlich des Äquators - und Längengrad - Winkelabstand östlich oder westlich von einem allgemein anerkannten Referenzstandort, wie dem Greenwich-Observatorium. Um den Längengrad zu finden, muss die von einem Himmelskörper gemessene Ortszeit mit der Ortszeit an einem Referenzort, die von einer Uhr gemessen wird, verglichen werden. Mechanische Zeitmesser gab es in der elisabethanischen Ära, aber bis Ende des 18. Jahrhunderts mussten sie häufig durch Sonnenbeobachtungen korrigiert werden und waren daher an Bord von Schiffen fast nutzlos. Die Messung des Breitengrades erfordert hingegen keine genaue Uhr. Die Verfeinerung der Instrumente ermöglichte es den Seefahrern des 16. Jahrhunderts, den Breitengrad mit angemessener Genauigkeit zu bestimmen. Der Breitengrad war daher für die elisabethanische Navigation äußerst wichtig.

Das Breiten-Längen-System kann nicht in vollem Umfang genutzt werden, Navigatoren aus dem 16. Jahrhundert ergänzten den Breitengrad durch ein Rho-Theta-System (Entfernung und Peilung) - tot (aus abgeleitet) Abrechnung. Ausgehend von einer bekannten oder angenommenen Position maß der Navigator, so gut er konnte, den Kurs und die Geschwindigkeit des Schiffes, die Geschwindigkeiten der Meeresströmungen und die Drift des Schiffes in Lee (Abwind) sowie die auf jedem Kurs verbrachte Zeit. Aus diesen Informationen konnte er den zurückgelegten Kurs und die zurückgelegte Strecke berechnen. Koppelnavigation durch fundierte Vermutungen ist oft sehr genau. Es wird immer noch auf Schiffen und Flugzeugen praktiziert und ist das Herzstück moderner Doppler- und Trägheitsnavigationsgeräte. Fehler häufen sich bei Koppelnavigation an, daher hängt ihre Genauigkeit teilweise von der Länge der Reise und der Fähigkeit des Navigators ab, den Breitengrad und andere Informationen zu verwenden, um Fehler zu begrenzen. Aber vor allem hängt die Koppelnavigation von zuverlässigen Instrumenten ab.

Instrumente zur Messung des Breitengrades

Das Himmelsglobus war eine montierte Kugel, die den Himmel anstelle der Erde darstellte. Während viele dazu gedacht waren, private Bibliotheken zu schmücken, wurden einige als Navigationsinstrumente verwendet. Mit der Einführung praktischer, erschwinglicher Seekarten durch Gerardus Mercator im Jahr 1569, auf denen Breiten- und Längenparallelen gezeigt wurden, geriet der kostspielige und empfindliche Himmelsglobus allmählich außer Gebrauch.

Es könnte schwierig sein, ein Astrolabium auf einem Schiffsdeck zu benutzen. Es erforderte Präzision, die auf einem schaukelnden Schiff schwierig sein konnte.

Das Astrolabium wurde verwendet, um den Breitengrad zu bestimmen, indem der Winkel zwischen dem Horizont und Polaris gemessen wurde, auch Nordstern, Polarstern oder Stella Maris (Stern des Meeres) genannt. Polaris war der bevorzugte Stern für die Breitenmessung, da er weniger als ein Grad vom nördlichen Himmelspol entfernt ist (der Punkt am Himmel direkt über dem geografischen Nordpol).

Das Astrolabium ist ein Instrument, von dem einige antike persische Modelle aus dem 11. Jahrhundert gefunden wurden, und Chaucer schrieb a Abhandlung darauf in den späten 1300er Jahren. In der elisabethanischen Ära bestand es aus einem großen Messingring, der mit einem alidade oder Sichtungsregel. Der Benutzer hielt das Astrolabium oben an einer Schlaufe, drehte die Allidade so, dass er den Stern entlang seiner Länge anvisieren konnte, und las die Höhe von der auf dem Ring eingravierten Skala ab - schwierige Aufgaben auf dem Deck eines sich hebenden Schiffes. Die Folgen einer ungenauen Messung sind gravierend (eine Breitengradmessung von nur einem Grad ergibt einen Positionsfehler von 60 Seemeilen). Lesungen. An Land war das Astrolabium jedoch einfacher zu bedienen und genauer.

Das Quadrant, geformt wie ein Viertelkreis, war ein weiteres Handinstrument aus Holz oder Messing. Der Benutzer maß die Höhe von Polaris, indem er durch ein Guckloch blickte und dort ablieste, wo ein kurzes Lot die Skala am äußeren Rand des Bogens kreuzte.

Das mitarbeiterübergreifend hatte sich aus dem Arab des zehnten Jahrhunderts entwickelt kamal. Es bestand aus einem quadratischen Stab von 3,5 bis 4 Fuß Länge, der eine Skala mit vier verschiebbaren Querstücken oder Quertraversen mit abgestufter Länge trug. Es wurde jeweils nur eine Transversale verwendet, deren Auswahl auf der Höhe des Himmelskörpers am Himmel beruhte – je höher der Körper, desto länger die Transversale. Der Benutzer hielt ein Ende des Stabes an sein Auge, schob dann die Querlatte auf das andere Ende und bewegte sie vor und zurück, bis ihre Ober- und Unterkante den beobachteten Körper bzw. Die Lage der Transversale auf der Skala wurde durch eine Tabelle in Breitengrade umgerechnet.

Polaris wird oft von Wolken, Nebel oder Tageslicht verdeckt und befindet sich für jeden auf der südlichen Hemisphäre unter dem Horizont. Dunkelheit macht den Horizont oft schwer zu finden. So lernten Navigatoren, das Astrolabium, den Quadranten und den Kreuzstab mit der Sonne zu verwenden. Häufig wurde ein Stück Rauchglas verwendet, um eine Blendung des Benutzers zu verhindern. Hinter Schloss und Riegel, nur für den Kapitän und den Piloten, wurden sehr geschätzt Deklinationstabellen oder astronomische Karten Zeigt die berechneten Sonnenhöhen über dem Äquator am Mittag für jeden Tag des Jahres an.

Die oben genannten Instrumente lieferten unschätzbare Informationen, aber ihre Verwendung hing von der Sichtbarkeit der Himmelskörper ab. Infolgedessen verließen sich Seeleute auf die magnetischer Kompass, ein Instrument, das wahrscheinlich unabhängig von den Chinesen im elften Jahrhundert und den Europäern im zwölften Jahrhundert entwickelt wurde. Tag oder Nacht, Schönwetter oder Schlechtwetter, Nord- oder Südhalbkugel, der Kompass zeigt immer mehr oder weniger nach Norden. Zuerst scheinen Kompasse hauptsächlich zur Messung der Windrichtung verwendet worden zu sein, aber Seeleute fanden sie bald viel nützlicher, wenn sie zum Ermitteln von Kursen verwendet wurden.

Ein typischer Kompass des 16. Jahrhunderts bestand aus einer großen magnetisierten Nadel, die an der Unterseite einer runden Karte befestigt war, auf der die verschiedenen Richtungen eingezeichnet waren. Die Kompassrose, wie sie manchmal genannt wurde, hatte normalerweise zweiunddreißig Punkte im Abstand von 11,25 Grad - Nord, Nord-Ost, Nord-Nordost und so weiter. (Seeleute lernten schon früh in ihrer Karriere, den Kompass zu „boxen“, das heißt, alle Punkte der Reihe nach zu rezitieren.) Die Nadel war auf einem feinen Messingstift drehbar gelagert, damit sie frei schwingen konnte. Die Kompasskarte war an Kardanringen (konzentrischen Montageringen) aufgehängt, die es der Karte ermöglichten, unabhängig von der Bewegung des Schiffes waagerecht zu bleiben. Der Mechanismus wurde in einer oben offenen Kiste aufbewahrt, die an einem kleinen Schrank namens a . befestigt war Bittakel (später binnacle), die vor dem Ruder am Deck befestigt wurde. Ein Magnetstein oder ein Stück natürlich magnetisches Eisenerz wurde verwendet, um die Kompassnadel neu zu magnetisieren.

Christopher Columbus sagte, dass der Kompass "immer die Wahrheit sucht". Im Gegensatz zum modernen Kreiselkompass sucht der Magnetkompass jedoch nicht immer nach dem genauen Norden. Der Magnetpol befindet sich nicht an der Spitze der Welt, sondern in ständig wechselnder Entfernung in der kanadischen Arktis. Lokale Variationen im Magnetfeld der Erde erzeugen an verschiedenen Stellen unterschiedliche Fehler. Diese Tatsache wurde im fünfzehnten Jahrhundert erkannt. Der Nordstern gibt eine gute Annäherung an den wahren Norden, so dass Kompassabweichungen selbst in der elisabethanischen Ära leicht zu messen waren. Anweisungen für eine von Sir Humphrey Gilbert im Jahr 1582 geplante Atlantikreise führen viele Navigationsgeräte auf, darunter "Ein Instrument zur Variation des Kompasses". In seinem "Kurzer und wahrer Bericht" (1588), Thomas Harriot, leitender Wissenschaftler der Lane-Kolonie (1585-1586), erwähnt "Mathematische alle Instrumente", die zweifellos ein solches Gerät enthielt. Einige Seeleute montierten die Nadel auf der Kompasskarte, um lokale Kompassabweichungen zu berücksichtigen und die Karte den wahren Norden anzeigen zu lassen. Diese Praxis verursachte Probleme, insbesondere wenn Seeleute versuchten, unbekannte Schiffe zu segeln oder wenn Küstenschiffe transozeanische Reisen unternahmen. (Kompasse, die für die östliche Variation in Großbritannien zum Beispiel bereinigt wurden, ergaben in Teilen Nordamerikas mit westlicher Variation unbefriedigende Werte.) Die Verwendung mehrerer austauschbarer Karten mit Nadeln, die für verschiedene Variationsgrade angebracht waren, trug wenig zur Verwirrung bei.

Instrumente zur Zeitmessung

Eine genaue Zeit ist für die Koppelnavigation unerlässlich. Wasseruhren (Clepsydras) und tragbare Sonnenuhren erlitten an Bord offensichtliche Nachteile, so dass die Sanduhr oder Sanduhr war der am häufigsten verwendete Zeitmesser in der Navigation. Die gebräuchlichsten Gläser waren die Vier-Stunden- und Halbstunden-Größen. Die Tage auf See wurden in sechs Vier-Stunden-Schichten oder Wachen unterteilt. Ein Schiffsjunge pflegte sorgfältig das Halbstundenglas, drehte es, sobald der Sand durchgelaufen war, und rief oder läutete eine Glocke, damit alle an Bord sie hörten. Nach vier Stunden drehte er das Vierstundenglas. (Daher wird das Glocken- und Uhrensystem immer noch an Bord vieler Schiffe verwendet.) Die Beschaffenheit des Sandes könnte seine Fließgeschwindigkeit beeinflussen, ebenso wie die Kondensation im Glas, daher wurden aus Gründen der Genauigkeit mehrere Gläser zusammen verwendet.

Das Glas wurde in Kombination mit dem Log, ein Stück Holz befestigt an a Linie in gleichmäßigen Abständen geknotet. Ein Matrose hievte den Baumstamm vom Heck des Schiffes und ließ die Leine frei auszahlen, als das Schiff davonfuhr. Als der Matrose spürte, wie ihm der erste Knoten durch die Finger ging, rief er einem anderen Matrosen ein Signal zu, der ein Ein-Minuten-Glas drehte. Der erste Matrose zählte laut die Knoten, die vergingen, bis der Sand aufgebraucht war. Ein Timer von einer Minute (ein Sechzigstel einer Stunde), Knoten im Abstand von einem Sechzigstel einer Seemeile und einfache Arithmetik gaben leicht die Geschwindigkeit des Schiffes in Seemeilen pro Stunde ("Knoten") an.

Das nachtaktiv bestand aus zwei konzentrischen Platten aus Messing oder Holz, wobei die größere in zwölf gleiche Teile unterteilt war, die den Monaten des Jahres entsprachen, die kleinere in vierundzwanzig Teile, die den Tagesstunden entsprachen. Durch die Ausrichtung eines Visiermechanismus mit Polaris oder bestimmten Sternen in Ursa Major oder Ursa Minor konnte der Benutzer die Nachtzeit mit angemessener Genauigkeit bestimmen.

Diagramme gab dem Seemann nicht nur eine Vorstellung davon, wohin er fuhr, sondern auch eine Möglichkeit, seine früheren und gegenwärtigen Positionen zu planen. Kartographen und Seefahrer hatten viele der gleichen Probleme, wie die Unfähigkeit, den genauen Längengrad zu bestimmen. Folglich waren die meisten Karten des 16. Jahrhunderts nach modernen Maßstäben nicht sehr genau. Erschwerend kommt hinzu, dass Kartographen oft voneinander kopierten, Informationen aus unzuverlässigen Quellen verwendeten und sich auf ihre eigene Vorstellungskraft verließen, um Lücken in der Berichterstattung zu schließen.

Das Querbrett wurde verwendet, um den Kurs eines Schiffes während einer Wache zu approximieren. Es bestand aus einem runden Holzstück, auf dem die Himmelsrichtungen aufgemalt waren. Acht kleine Löcher wurden gleichmäßig entlang des Radius zu jedem Punkt verteilt, und acht kleine Stifte wurden mit einer Schnur in der Mitte des Bretts befestigt. Jede halbe Stunde wurde einer der Zapfen in das nächstfolgende Loch für die Himmelsrichtung gesteckt, die dem Kurs am nächsten war, den das Schiff in dieser halben Stunde gehalten hatte. Am Ende dieser Wache wurde aus der Position der Zapfen ein allgemeiner Kurs bestimmt. Mit Geschwindigkeitsinformationen aus der Lang- und Linienführung diente das Traverse Board als grober Koppelrechner, der an diejenigen erinnert, die bis heute an Bord von Flugzeugen verwendet werden.

Wird verwendet, um Tiefen- und Meeresbodeneigenschaften zu finden, die führen und linie war eine alte, aber sehr nützliche Navigationshilfe. Es bestand aus einem klingenden Blei, das an einer Leine befestigt war, in die gleichmäßig verteilte Knoten oder farbige Stoffstücke eingearbeitet waren. Das Blei wurde über Bord geworfen und auf den Meeresboden sinken gelassen. Jede Markierung war unverwechselbar und der Abstand zwischen aufeinanderfolgenden Markierungen war konstant, so dass die Wassertiefe leicht gemessen ("an der Markierung") oder geschätzt werden konnte ("an der Tiefe"). Beim Einholen an Bord brachte die Leine dank Talg, der in einer kleinen Vertiefung in ihrem Boden steckte, eine Probe des Meeresbodens, die bei der Suche nach einem sicheren Ankerplatz nützlich war.

Obwohl kein Navigationsinstrument, das Bootsmannspfeife war ein wertvolles Werkzeug. Diese eigentümlich geformte Pfeife wurde vom Bootsmann (das Kürzel bos'n wurde im 16. Jahrhundert nicht verwendet) verwendet, um Befehle durch das Schiff zu leiten. Sein hoher Ton war für die Besatzungsmitglieder, die hoch in der Takelage arbeiteten, für gewöhnlich sogar über dem Heulen des Windes hörbar.

Das Schiffslogbuch enthielt eine Aufzeichnung von Kursen, Geschwindigkeiten, Sondierungen und anderen relevanten Informationen. Ein gutes Log war ausreichend genau und umfassend, um dem Navigator zu ermöglichen, seine Koppelnavigation zu überprüfen.

Credits:
Text von Olivia Isil bearbeitet und erweitert von lebame houston und Wynne Dough
Illustrationen: Vicki Wallace


Erde

Eratosthenes war ein griechischer Mathematiker und war der Bibliothekar von Alexandria in Ägypten.

Er erfuhr, dass die Sonne in der Nähe der Stadt Syene (heute Assuan) im Süden zur Sommersonnenwende im Zenit (dem höchsten Punkt am Himmel) erscheint. es war bekannt, dass sein Spiegelbild an diesem Tag direkt in einem tiefen Brunnen zu sehen war.

Durch Beobachtung und Messung von Schatten am selben Tag in Alexandra berechnete er, dass die Sonne am selben Tag über 7,12 ° vom Zenit entfernt war. Dies ist ungefähr 1/50 eines Kreises.

Die Entfernung zwischen den Städten betrug ca. 5000 Stadien (damals gemessen an Stadien – wie Fußballfelder verwendet werden, um schnell Längen zu veranschaulichen).

Eratosthenes machte eine Berechnung, indem er die Entfernung mit dem Winkel multiplizierte. Er konnte den Erdumfang bestimmen und dann eine weitere Berechnung, um den Durchmesser zu ermitteln.

Verwirrenderweise gab es zwei verschiedene Messungen für ein Stadion, aber Wissenschaftler glauben, dass er eine Einheit verwendet hat, die dazu führte, dass der Umfang innerhalb von 1 Grad des modernen bekannten Wertes lag.

Dies ist umso bemerkenswerter, als die von ihm verwendete Stadt nicht direkt im Süden lag und nicht genau am Wendekreis des Krebses lag. Damit nicht genug, erfand er auch das Wort „Geographie“.

Aristarchos von Samos und die Durchmesser von Mond, Sonne und ihre Entfernungen

Aristarchos war ein griechischer Astronom, der zur gleichen Zeit wie Eratosthenes lebte und zuerst die Idee vorschlug, dass die Erde die Sonne umkreist.

Eine Mondfinsternis erlaubte ihm, den Schatten der Erde über dem Mond zu studieren und stellte fest, dass die Erde doppelt so groß war wie der Mond
Dann maß er die Breite von Sonne und Mond und stellte fest, dass sie eine Breite von 2° Bogen hatten.

Um die Entfernungen zu verstehen, versuchte er, Mond, Sonne und Erde zu triangulieren. Er maß den Winkel zwischen einem Viertelphasenmond (was wir Halbmond nennen) und der Sonne. Er stellte fest, dass der Winkel 87 ° betrug, und mit der zu der Zeit bekannten Mathematik war die Sonne zwischen 18 und 20 Mal weiter entfernt als der Mond.

Heute wissen wir, dass die Erde heute viermal größer ist als die Sonne und Sonne und Mond einen Bogen von ½° haben, aber es war die beste Messung ihrer Zeit. Wir wissen jetzt auch, dass der Winkel zwischen einem Viertelphasenmond und der Sonne 89,5° beträgt, was die Sonne 400-mal weiter als der Mond macht, aber er verstand genau, dass es das gleiche Verhältnis zwischen Entfernung und Größe gab. Die Argumentation hinter seinen Messungen war gut. Es gab mehrere Gründe zu erklären, warum seine Messungen ungenau waren. Er hätte nicht die fortschrittlichsten wissenschaftlichen Instrumente gehabt, um Winkel zu messen. Es ist sehr schwierig, den ungefähren Zeitpunkt zu kennen, zu dem ein Viertelmond genau bei 50% Beleuchtung steht. He may also not have access to knowledge about using the mathematical sine function or advanced trigonometry knowledge that may have improved his estimation.


Astronomical Instruments and Devices

equipment for conducting and analyzing astronomical observations. Astronomical instruments and devices can be subdivided into observing instruments (telescopes), light-gathering and analyzing devices, auxiliary observation devices, time devices, laboratory devices, auxiliary computing equipment, and demonstration devices.

Optical telescopes collect the light from the celestial bodies being studied and construct their images. According to optical scheme, they are grouped into (1) mirror systems&mdashreflectors (or catoptric systems) (2) lens systems&mdashrefractors (or dioptric systems) and (3) hybrid mirror-lens systems (catodioptric), which include the Schmidt telescope and Maksutov telescope. Functionally, telescopes are categorized as (1) instruments for conducting a wide range of astrophysical studies of stars, nebulas, galaxies, planets, and the moon, which consist primarily of large reflectors equipped with filmholders, spectrographs, and electrophotometers (2) instruments for the simultaneous photographing of large segments of the sky (dimensions of up to 30° x 30°), which include the wide-angle Maksutov and Schmidt telescopes and also the wide-angle astrographs of the photographic refractor type (3) astronomical instruments for highly accurate measurements of the coordinates of celestial objects and the time periods of their transit across the meridian (4) solar telescopes for studying the physical processes occurring in the sun and (5) meteor cameras, cameras for photographing artificial earth satellites, cameras for recording the aurora borealis, and other special telescopes. Astronomical research in the radio-frequency bands is conducted with the use of radio telescopes. The largest optical telescope in the world in the mid-20th century is the 5-meter reflector at the Mount Palomar Observatory (USA). In the USSR in 1968 mounting began in the Northern Caucasus of a reflector with a 6-meter mirror.

Meridian circles, transit instruments, vertical circles, zenith telescopes, prismatic astrolabes, and other devices are used to determine the coordinates of celestial bodies and to calculate time. In astrogeodetic expeditions, transit-type portable instruments, zenith telescopes, and theodolites are used. Large solar telescopes, which are usually stationary, are grouped into tower telescopes and horizontal telescopes light is directed into them by one (siderostat, heliostat) or two (coelostat) moving flat mirrors. Coronagraphs, chromosphere telescopes, and photosphere telescopes are used to observe the sun&rsquos corona, chromosphere, and photosphere.

Artificial earth satellites, which move quickly across the sky, take photographs with satellite cameras which are capable of accurately registering the opening and closing of the shutter.

Auxiliary equipment is used during observations. This includes eyepiece micrometers for measuring angular distances filmholders for photography and light-gathering and analyzing equipment: astronomical spectrographs (slit, slit-less, prismatic, diffraction, and interference) for photographing the spectra of the sun, stars, galaxies, and nebulas and also objective prisms, which are mounted in front of the telescope&rsquos lens and make it possible to obtain the spectra of many stars on one photographic plate. Small and medium-size astronomical spectrographs are mounted on the telescope so that the spectrograph&rsquos slit is in the telescope&rsquos focus (in the first focal point and in the Newtonian, Casse-grain, and Nasmyth focuses). Large spectrographs are mounted stationary inside the coudé focus.

In most cases, visual observations have been supplanted by observations with objective light-sensitive devices, such as special highly sensitive photographic plates and devices for electrophotometric recording of the radiation of celestial bodies using photomultipliers and light intensifiers with the aid of electronic-optic devices. Observations with objective light detectors also include television observation, electronic photography, and the use of infrared light detectors.

In antiquity the main time-measuring devices were solar clocks and gnomons and later, mural quadrants, with whose help the time at which the sun or the stars crossed the meridian was determined. Modern astronomy uses transit instruments with photoelectric recording for this purpose. The most accurate pendulum devices for keeping time are the Short and Fedchenko clocks. However, today these have been replaced by quartz and molecular (or atomic) clocks.

Various laboratory devices are used to process photographs obtained from observations. These devices include coordinate measuring machines for measuring the positions of images of celestial bodies on the photographs, blink comparators for comparing two photographs of the same section of the sky taken at different times, comparators for measuring the wave lengths of spectral lines on spectrograms, micro-photometers for measuring the intensity distribution in a spectrum on a spectrogram, and stellar microphotometers for determining the magnitude of stars from photographs.

Computers are used for calculations related to the processing of results of observations. Demonstration devices include tellurians and planetariums, which make it possible to view astronomical phenomena on the interior surface of a spherical dome.

The history of astronomical observation includes four main periods, which are characterized by different methods of observation. In the first period, in early antiquity, observers, using special devices, learned how to determine time and to measure the angles between celestial bodies in the celestial sphere. Improvement in reading accuracy was achieved for the most part by increasing the dimensions of the instruments. The second period dates from the beginning of the 17th century and is linked with the invention of the telescope and the resulting increase in the range of visual observations. The introduction into astronomical observations of spectral analysis and photography led to the third period in the mid-19th century. Astrographs and spectrographs afforded the possibility of obtaining information on the chemical and physical properties of celestial bodies. The development of radio engineering, electronics, and astronautics in the mid-20th century led to the rise of radio astronomy and extra-atmospheric astronomy, which mark the fourth period.

The first astronomical instruments are considered to be gnomons, vertical columns attached to a horizontal plane, which determined the elevation of the sun and the direction of the meridian and established the onset of the equinox and solstice. The Babylonians are considered to have invented time measurement and division but in Egypt, and especially later in ancient Greece, significant changes were introduced into these methods. The development of astronomical instrument designs in ancient China proceeded, apparently, independent of analogous work in the Near and Middle East and in the West. Reliable information about ancient Greek astronomical instruments became the property of subsequent generations through the Almagest. Along with the methodology and results of astronomical observations, Ptolemy described astronomical instruments&mdashgnomons, armillary spheres, astrolabes, quadrants, and parallactic rules&mdashsome of which were used by his predecessors (especially Hipparchus) and some of which were invented by him. Many of these instruments were subsequently improved and used for many centuries.

In the early Middle Ages, the achievements of ancient Greek astronomers were taken over by scholars in the Near and Middle East and in Middle Asia these scholars improved the existing instruments and worked out a number of original designs. Important works on the use and construction of astrolabes, solar clocks, and gnomons were written by al-Khwarizmi, Alfraganus, al-Khujandi, al-Biruni, and others. Significant contributions in the development of astronomical instruments were made by the astronomers of the Maragheh observatory (Nasir al-Din al-Tusi, 13th century) and the Samarkand observatory (Ulug Beg, 15th century), where a gigantic sextant with a radius of about 40 meters was installed.

The achievements of these astronomers became known in Northern Italy, Germany, England, and France through Spain and Southern Italy. In the 15th and 16th centuries, European astronomers used, along with instruments of their own designs, instruments described by Eastern scholars. G. Purbach, Regiomontanus (J. Müller), and especially Tycho Brahe and J. Hevelius built many original high-precision instruments which became widely known.

The beginning of telescopic astronomy is usually associated with the name of Galileo, who with the use of a telescope he built in 1609 (the telescope had been invented shortly before in Holland) made outstanding discoveries and gave them proper scientific explanations. In 1611, J. Kepler published a description of a new telescopic system which had, in addition to a large field of view, an additional important advantage: it gave a true image of a celestial object in the focal plane which could be measured by placing an accurate scale in the focal plane (cross hairs). The invention of eyepiece cross hairs and micrometers in the 1740&rsquos through the 1770&rsquos, which is associated with the names of W. Gas-coigne, C. Huygens, J. Picard, and A. Auzout, significantly increased the possibilities of the telescope by making it not only an observing but also a measuring instrument. The single-lens objectives of the first refractors produced images of poor quality&mdashcolored and blurred. A somewhat improved image was achieved by increasing the focal length of the objective, which led to the construction of long, unwieldy telescopes.

In the 17th and 18th centuries, in various countries, several designs for reflectors were developed. N. Zucchi in 1616 proposed a reflector design with a single concave mirror tilted at a small angle to the axis of the tube, which permitted elimination of a second mirror, necessary in most later designs. But Zucchi himself did not build a telescope according to his proposed design. A single-mirror reflector was first built by M. V. Lomonosov (described in 1762). Later, a large single-mirror reflector was built by W. Herschel. M. Mer-senne, J. Gregory, and N. Cassegrain worked out new designs for reflectors&mdashreflectors with two mirrors&mdashin 1638, 1663, and 1672, respectively. In 1668&ndash71, I. Newton proposed a design and built telescopes in which the second mirror was flat and was tilted 45° to the axis of the tube to reflect rays into the eyepiece located on the side. The relative simplicity of their construction had the result that the number of such reflectors and the dimensions of the instruments being built began to grow rapidly. They were preferred for a long time.

At the same time, refractors continued to be perfected. In 1742, the possibility of preparing an achromatic lens was theoretically proved by L. Euler, and in 1758, J. Dollond created such a lens. Later, in the first quarter of the 19th century, owing to the improvements in optical glass made by P. Guinand and J. Fraunhofer, prerequisites for creating more improved refractors with achromatic lenses appeared.


19.1 Fundamental Units of Distance

The first measures of distances were based on human dimensions—the inch as the distance between knuckles on the finger, or the yard as the span from the extended index finger to the nose of the British king. Later, the requirements of commerce led to some standardization of such units, but each nation tended to set up its own definitions. It was not until the middle of the eighteenth century that any real efforts were made to establish a uniform, international set of standards.

The Metric System

One of the enduring legacies of the era of the French emperor Napoleon is the establishment of the metric system of units, officially adopted in France in 1799 and now used in most countries around the world. The fundamental metric unit of length is the meter, originally defined as one ten-millionth of the distance along Earth’s surface from the equator to the pole. French astronomers of the seventeenth and eighteenth centuries were pioneers in determining the dimensions of Earth, so it was logical to use their information as the foundation of the new system.

Practical problems exist with a definition expressed in terms of the size of Earth, since anyone wishing to determine the distance from one place to another can hardly be expected to go out and re-measure the planet. Therefore, an intermediate standard meter consisting of a bar of platinum-iridium metal was set up in Paris. In 1889, by international agreement, this bar was defined to be exactly one meter in length, and precise copies of the original meter bar were made to serve as standards for other nations.

Other units of length are derived from the meter . Thus, 1 kilometer (km) equals 1000 meters, 1 centimeter (cm) equals 1/100 meter, and so on. Even the old British and American units, such as the inch and the mile, are now defined in terms of the metric system.

Modern Redefinitions of the Meter

In 1960, the official definition of the meter was changed again. As a result of improved technology for generating spectral lines of precisely known wavelengths (see the chapter on Radiation and Spectra), the meter was redefined to equal 1,650,763.73 wavelengths of a particular atomic transition in the element krypton-86. The advantage of this redefinition is that anyone with a suitably equipped laboratory can reproduce a standard meter, without reference to any particular metal bar.

In 1983, the meter was defined once more, this time in terms of the velocity of light. Light in a vacuum can travel a distance of one meter in 1/299,792,458 second. Today, therefore, light travel time provides our basic unit of length. Put another way, a distance of one light-second (the amount of space light covers in one second) is defined to be 299,792,458 meters. That’s almost 300 million meters that light covers in just one second light really is very fast! We could just as well use the light-second as the fundamental unit of length, but for practical reasons (and to respect tradition), we have defined the meter as a small fraction of the light-second.

Distance within the Solar System

The work of Copernicus and Kepler established the relative distance s of the planets—that is, how far from the Sun one planet is compared to another (see Observing the Sky: The Birth of Astronomy and Orbits and Gravity). But their work could not establish the absolute distances (in light-seconds or meters or other standard units of length). This is like knowing the height of all the students in your class only as compared to the height of your astronomy instructor, but not in inches or centimeters. Somebody’s height has to be measured directly.

Similarly, to establish absolute distances, astronomers had to measure one distance in the solar system directly. Generally, the closer to us the object is, the easier such a measurement would be. Estimates of the distance to Venus were made as Venus crossed the face of the Sun in 1761 and 1769, and an international campaign was organized to estimate the distance to the asteroid Eros in the early 1930s, when its orbit brought it close to Earth. More recently, Venus crossed (or transited) the surface of the Sun in 2004 and 2012, and allowed us to make a modern distance estimate, although, as we will see below, by then it wasn’t needed (Figure 19.2).

Link to Learning

If you would like more information on just how the motion of Venus across the Sun helped us pin down distances in the solar system, you can turn to a nice explanation by a NASA astronomer.

The key to our modern determination of solar system dimensions is radar , a type of radio wave that can bounce off solid objects (Figure 19.3). As discussed in several earlier chapters, by timing how long a radar beam (traveling at the speed of light) takes to reach another world and return, we can measure the distance involved very accurately. In 1961, radar signals were bounced off Venus for the first time, providing a direct measurement of the distance from Earth to Venus in terms of light-seconds (from the roundtrip travel time of the radar signal).

Subsequently, radar has been used to determine the distances to Mercury, Mars, the satellites of Jupiter, the rings of Saturn, and several asteroids. Note, by the way, that it is not possible to use radar to measure the distance to the Sun directly because the Sun does not reflect radar very efficiently. But we can measure the distance to many other solar system objects and use Kepler’s laws to give us the distance to the Sun.

From the various (related) solar system distances, astronomers selected the average distance from Earth to the Sun as our standard “measuring stick” within the solar system. When Earth and the Sun are closest, they are about 147.1 million kilometers apart when Earth and the Sun are farthest, they are about 152.1 million kilometers apart. The average of these two distances is called the astronomical unit (AU). We then express all the other distances in the solar system in terms of the AU. Years of painstaking analyses of radar measurements have led to a determination of the length of the AU to a precision of about one part in a billion. The length of 1 AU can be expressed in light travel time as 499.004854 light-seconds, or about 8.3 light-minutes. If we use the definition of the meter given previously, this is equivalent to 1 AU = 149,597,870,700 meters.

These distances are, of course, given here to a much higher level of precision than is normally needed. In this text, we are usually content to express numbers to a couple of significant places and leave it at that. For our purposes, it will be sufficient to round off these numbers:

We now know the absolute distance scale within our own solar system with fantastic accuracy. This is the first link in the chain of cosmic distances.

Link to Learning

The distances between the celestial bodies in our solar system are sometimes difficult to grasp or put into perspective. This interactive website provides a “map” that shows the distances by using a scale at the bottom of the screen and allows you to scroll (using your arrow keys) through screens of “empty space” to get to the next planet—all while your current distance from the Sun is visible on the scale.


What instruments are used to measure the distance to the Sun? - Astronomie

Attached to these telescopes are various tools like special made CCD cameras, a wide variety of filters, photometers and spectrometers. These various instruments are designed to record what we normally cannot see with our eyes.

From space, astronomers use special telescopes to study X-ray and gamma ray emissions. In addition, space based telescopes like the Hubble Space Telescope can peer deep into the Universe without atmospheric interference.

Other specialized instruments are also finding their way into main stream astronomy, like neutrino detectors deep underground and gravity wave detectors.

Telescopes and radio dishes are also pairing up to create interferometers to increase the resolution capabilities. Radio dishes are often found as members of a group like the VLA in Socorro, New Mexico.

The following sections will look into the more common pieces of equipment used today to gather valuable data.


Abstrakt

You can measure the diameter of the Sun (and Moon) with a pinhole and a ruler! All you need to know is some simple geometry and the average distance between the Earth and Sun (or Moon). An easy way to make a pinhole is to cut a square hole (2-3 cm across) in the center of a piece of cardboard. Carefully tape a piece of aluminum foil flat over the hole. Use a sharp pin or needle to poke a tiny hole in the center of the foil. Use the pinhole to project an image of the Sun onto a wall or piece of paper. Use a ruler to measure the diameter of the projected image. Use your knowledge of geometry to prove that you can calculate the diameter of the Sun using the following proportionality:

The equation for measuring the diameter of the sun. The diameter of the sun divided by the distance from the sun to the Earth is equal to the diameter of the image of the sun through a pinhole divided by the distance of the pinhole to the image.

Important Safety Note: Never, ever look directly at the Sun. You can permanently damage your eyes (UC Regents, 2001).


2 Antworten 2

The strength of the radar signal falls rapidly with distance so for objects within the Solar System we are dealing with very faint reflected signals. That isn't a problem with objects like Venus because with suitable signal processing we can extract the radar reflection from the background noise. The problem with the Sun is that it's a (very) strong emitter of radio waves and this black body background completely swamps the radar reflection.

5 degree cone of the Earth-sun line if possible. I am not sure if this affects the reflectivity or not, but the sun is very loud. $endgroup$ &ndash honeste_vivere Jun 4 '17 at 17:12

My question is specifically WHY CAN WE NOT USE Radar to measure the distance to the Sun?

By way of analogy, the path of a solar eclipse will cross the United States this summer. People are already being warned not to look directly at the Sun during the eclipse without protection. The reason of course is that looking at a partially eclipsed Sun may cause permanent damage to ones eyes. Most of that damage results from from the Sun's infrared rather than visible output. Just because one cannot see that infrared radiation does not mean it won't hurt you.

The same applies to radio antenna. While radio antenna are typically designed to be insensitive to visible and infrared, an unprotected radio antenna, like an unprotected eye, will suffer irreparable damage when pointed at the Sun.

What about a radio antenna protected by a radome? Those can be and are pointed directly at the Sun. What they see is a large body that radiates at an effective temperature well above the 5778 K of the surface of the Sun. The Sun's chromosphere can have an effective blackbody temperature in the microwave and radio frequencies in the tens of thousands of kelvins, and the solar corona, in the millions of kelvins.

This is particularly the case when the Sun is active, a one to four year long period during the Sun's eleven year solar cycle. Solar scientists aim radome-protected radio antenna directly at the Sun because the deviations from blackbody radiation at 10.7 centimeters are highly correlated with deviations at short wavelengths. Scientists use the Sun's radiation at 10.7 cm as a bellwether of the Sun's activity.

Suppose someone decides to ping the Sun with a radio antenna inside a radome while the Sun is quiet. Even during quiet periods, the Sun still outputs radiation in the microwave and radio frequencies with an effective temperature of nearly 10000 kelvins. The large output from the Sun in the microwave and radio frequencies will overwhelm that little ping, even when the Sun is at its quietest.

Once again by way of analogy, think of pointing a flashlight directly at a street light. Flashlights work great when pointed at a somewhat nearby dark patch of ground. They don't do much at all when pointed at a more remote source of light.