| А | Б | В | Г | Д | Е | Ж | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Ц | Ч | Ш | Щ | Э | Ю | Я |
Первым шагом в решении этой задачи стало определение массы Земли. Наиболее сложная часть работы состояла в определении величины радиуса Земли. Это потребовало точных геодезических измерений линейной длины одного градуса дуги ее меридиана. Далее, используя закон Всемирного тяготения и зная измеренную величину ускорения свободного падения, уже нетрудно было рассчитать массу Земли. Это, в свою очередь, позволило с помощью третьего закона Кеплера сначала установить массу Луны, а потом, с использованием этой величины, и массу Солнца. Применение того же закона и уже известной величины массы Солнца дало возможность определить массы всех планет и их спутников в Солнечной системе.
Определение масс звезд оказалось возможным только на основании очень точных и кропотливых измерений взаимного расположения компонентов двойных звезд. Они вычислялись с помощью третьего закона Кеплера, и после определения масс примерно двухсот звезд, связанных в звездные пары, была найдена однозначная зависимость между их массами и светимостями. Эта зависимость была подтверждена и для звезд, масса которых была установлена по измерению гравитационного красного смещения спектральных линий в спектрах их электромагнитного излучения, как это было предсказано общей теорией относительности. Таким образом, появилась возможность определять массу почти любой, кроме белых карликов и пульсаров, одиночной звезды по величине ее светимости. Массы звездных скоплений оценивают разными способами. В случае рассеянных звездных скоплений суммируют массы составляющих их звезд. У шаровых звездных скоплений, в которых их центральные области часто недоступны для наблюдения, массы определяют, основываясь на знании их размеров, измерениях скоростей входящих в них звезд и с применением методов статистики.
Методы определений масс галактик разнообразны, но основаны на уже названных выше принципах. Массы галактик оцениваются с помощью третьего закона Кеплера для взаимодействующих галактик; с использованием эмпирических зависимостей между массами и светимостями галактик, по скоростям вращения звезд вокруг центров галактик, а также с применением методов, служащих для определения масс шаровых звездных скоплений. Определение размеров космических объектов
В том случае, если угловые размеры космического объекта поддаются измерению, т.е. не слишком малы, а также известно расстояние до него, для определения линейного размера объекта надо решить простейшую геометрическую задачу. Так были определены размеры Солнца, планет, их спутников, протяженных объектов - галактик, звездных скоплений, туманностей. Тем же методом были вычислены линейные размеры очень небольшого количества наиболее близких и больших звезд. Их угловой размер был определен специальными методами с использованием интерферометров или на основании анализа характера дифракции света при покрытии этих звезд Луной.
Для определения размеров огромного большинства звезд, которые имеют очень малые угловые диаметры, т.е. не поддающиеся измерению, применяется другой метод. Он состоит в том, что по известному расстоянию до звезды и ее видимой звездной величине определяется светимость звезды. Далее, зная ее температуру и предполагая, что звезда излучает как абсолютно черное тело (в этом случае поток излучения от нее однозначно связан с ее температурой), легко рассчитать обеспечивающую такой поток площадь поверхности звезды, а значит и ее диаметр.
Кроме того, из анализа кривой изменения блеска затменно-переменной звезды легко определяются относительные размеры поочередно затмевающих друг друга двух ее звезд - компонент.
Определение расстояний до космических объектов
Определение расстояний до космических объектов (основные методы) с помощью:красного смещения
Этот метод используется для определения расстояний до самых далеких объектов во Вселенной. На основании исследований красных смещений в спектрах электромагнитного излучения сравнительно близких внегалактических объектов, расстояния до которых были установлены другими методами, был выведен закон Хаббла. Таким образом, возникла возможность для определения расстояний до объекта по величине красного смещения в его спектре.
По материалам astronet.ru