Online Enzyklopädie

Suchen Sie über 40.000 Artikeln von der ursprünglichen, klassischen Enzyklopädie Britannica, 11. Ausgabe.

SOLARCParallaxe

Online Enzyklopädie
Ursprünglich, erscheinend in der Ausgabe V20, Seite 762 von der Enzyklopädie 1911 Britannica.
» Bilden Sie eine Korrektur zu diesem Artikel.
» Fügen Sie Informationen oder comments diesem Artikel hinzu.
Spread the word: del.icio.us del.icio.us it!

SOLARCParallaxe . dem See also:

Abstand See also:der See also:Sonne ist immer als das grundlegende See also:des himmlischen Maßes angesehen worden. Die Schwierigkeiten in der Weise des Lösens sie See also:sind sehr groß, und bis See also:zur Gegenwart werden die besten Behörden nicht hinsichtlich des Resultats, der Effekt der Hälfte ein Jahrhunderts der See also:Forschung vereinbart, die bloß die Ungewißheit innerhalb der fortwährend schmaleren Begrenzungen verringern gesollt wird. Die Veränderungen der See also:Meinung über das Thema während der letzten fünfzig Jahre sind bemerkenswert gewesen. Bis über zur Mitte des 19. Jahrhunderts sollte es, daß Durchfahrten von See also:Venus über der See also:Scheibe der Sonne die vertrauenswürdigste Produktionsmethode die Ermittlung in der Frage sich leisteten; und als See also:Encke in 1824 seine klassische Diskussion über die Durchfahrten von 1761 und von 1769 veröffentlichte, sollte es, daß wir bis die Durchfahrten von 1874 warten müssen und 1882 beobachtet worden und besprochen worden waren, bevor jedes weitere See also:Licht er geworfen auf das Thema wurde. Die See also:Parallaxe 8.5776", das von Encke gefunden wurde, wurde folglich ohne Frage angenommen und wurde im SeeAlmanac von 1834 bis 1869 eingesetzt. Zweifeln Sie war erstes geworfen auf die Genauigkeit dieser Zahl durch eine Ansage von See also:Hansen 1862, daß die beobachtete parallactic Verschiedenheit des Mondes mit dem geltenden Wert der Solarparallaxe unvereinbar war und den viel größeren Wert 8.97"anzeigte. Dieses Resultat wurde bald anscheinend durch einiges anderes erforscht gründete beide auf Theorie und Beobachtung bestätigt und also stark See also:tat den See also:Beweis scheinen, zu sein, daß der Wert 8.95"im SeeAlmanac von r87o bis 1881 verwendet wurde. Die bemerkenswerteste See also:Eigenschaft der Diskussion seit 1862 ist, daß die aufeinanderfolgenden Prüfungen des Themas zu einen fortwährend vermindernden Wert geführt haben, damit gegenwärtig es möglich scheint, daß die tatsächliche Parallaxe der Sonne fast als nahe zum alten Wert von Encke hinsichtlich deren ist, die ihn zuerst ersetzte. Der Wert von 8-848 ", festgestellt von See also:S. See also:Newcomb, wurde von 1882 bis 1900 verwendet; und seit damals ist der Wert 8.8o "eingesetzt worden, annehmend bei einer Pariskonferenz in 1896,1 1, sind fünf grundlegend unterschiedliche Methoden der See also:Bestimmung des Abstandes der Sonne ausgearbeitet worden und angewendet worden.

Sie sind, wie folgt: I. Daß von direktem measurement.From die See also:

Masse der Parallaxe entweder von Venus oder von See also:Mars die Parallaxe der Sonne 1 See also:R. S. Ball, kugelförmige See also:Astronomie, P. 303 See also:einmachen. wird sofort abgeleitet, weil die Verhältnisse von Abständen im Solarsystem mit dem letzten Grad von Methoden der Präzision bekannt. In dieser Kategorie zu umfassende alle Durchfahrten von Venus und von Beobachtungen von stellen verschiedene Arten auf Mars sind Lion• fest. II. Die zweite Methode ist prinzipiell extrem See also:einfach und bloß besteht, wenn sie die beobachtete See also:Geschwindigkeit des Lichtes bis multipliziert, welches sie Licht zum Spielraum von der Sonne zur Masse nimmt. Die Geschwindigkeit ist jetzt wohles entschlossenes; die Schwierigkeit soll die See also:Zeit des Durchganges feststellen. IV. Die 4.

Methode ist durch die parallactic Verschiedenheit in der See also:

Bewegung des Mondes. Für die Relation dieser Verschiedenheit zur Solarparallaxe sehen Sie See also:MOND. See also:V. Die See also:5. Methode besteht, wenn sie die Versetzung in der Richtung der Sonne oder des ein der näheren See also:Planeten beobachtet, wegen der Bewegung der Masse ringsum den allgemeinen Schwerpunkt der Masse und des Mondes. Sie erfordert ein exaktes Wissen der Masse des Mondes. Die Ungewißheit dieser Masse hindert die Genauigkeit der Methode. I. Mit den Resultaten der ersten Methode anfangen. Die Durchfahrten von Venus beobachtet 1874 und 1882 konnten erwartet werden, um einen führenden Platz in der Diskussion zu halten. Kein lediglich astronomisches See also:Unternehmen T wurde überhaupt auf so Ven-See also:sus durchgeführt. . von großem eine See also:Skala oder an so großem eine Barausgabe und See also:Arbeit wie den Beobachtungen dieser Durchfahrten gewidmet wurde und für einige Jahre, bevor ihr Auftreten die Astronomen jeder führenden Nation beschäftigt war, wenn es Methoden der Beobachtung besprach und die multifarious Details ausarbeitete, die zu ihrer erfolgreichen Anwendung notwendig sind.

In vorhergehendem See also:

Jahrhundert wurde das See also:Vertrauen völlig auf die beobachteten Momente gelegt, an denen Venus auf oder, das nach links das See also:Glied der Sonne, aber 1874 es betreten wurde, möglich war, um die relativen Positionen von Venus und von Sonne während des vollständigen Kurses der Durchfahrt festzustellen. Zwei Methoden wurden geplant. Eins sollte einen See also:Heliometer benutzen, um den Abstand zwischen den Gliedern von Venus zu messen und die Sonne während der Zeit, daß der See also:Planet sich projizierte auf die Solarscheibe gesehen wurde und die andere sollten Fotographien der Sonne während der See also:Periode der Durchfahrt nehmen und die Negative nachher messen. Die Deutschen legten den größten See also:Druck auf Masse mit dem Heliometer; die Amerikaner, See also:Englisch und die See also:Franzosen auf der fotographischen Methode. Diese vier Nationen senden gut ausgerüstete Expeditionen zu den verschiedenen Vierteln der See also:Kugel, 1874 und 1882 aus, um die angeforderten Beobachtungen zu bilden; aber, als die See also:Resultate besprochen wurden, wurden sie gefunden, um extrem unbefriedigend zu sein. Es hatte, daß, mit den groß verbesserten Teleskopen der modernen Zeiten, Kontaktbeobachtungen mit viel grösserer Präzision als 1761 und 1769 gebildet werden konnten, dennoch gesollt, aus irgendeinem See also:Grund, das es nicht einfach ist, vollständig zu erklären, waren die modernen Beobachtungen, aber verbessern wenig als die älteren. Die Diskrepanzen, die schwierig sind zu erklären, wurden unter den Schätzungen von gleichmäßigem die besten Beobachter gefunden. Die Fotographien führten zu kein definitiveres Resultat als die Beobachtungen der Kontakte, ausgenommen möglicherweise die, die von den Amerikanern genommen wurden, die ein kompletteres See also:System als die Europäer angenommen hatten; aber sogar diese waren auf keinen See also:Fall zufriedenstellend. Noch die Masse, die von den Deutschen mit Heliometers gebildet wurden, kommen aus irgendwie besser. Durch die amerikanischen Fotographien konnten die Abstände zwischen den See also:Mitten von Venus und von Sonne und die See also:Winkel zwischen der See also:Linie, welche die Mitten und den See also:Meridian angrenzt, gemessen werden und ein unterschiedliches Resultat für die Parallaxe von jedem separat abgeleitet werden. Die Resultate waren: Durchfahrt von 1874: Abstände; par. = 8,888 ".

Positionswinkel; "= 8.873". Abstände; = 8.873"-Durchfahrt von 1882: Positionswinkel; "= 8-772 '. Die deutschen Masse mit dem Heliometer gaben anscheinend übereinstimmende Resultate, wie folgt: Durchfahrt von 1874: par. = Durchfahrt 8,876 von 1882: = 8.879". Das kombinierte Resultat von beiden diesen Methoden ist 8.857", während die See also:

Kombination aller Kontaktbeobachtungen, die durch alle Beteiligten gebildet wurden, das viel kleinere Resultat gab, 8.794". Waren die internen Kontakte alleine, die viele Astronomen für den korrekten Kurs gehalten haben würden, das Resultat würden gewesen sein 8' 776"benutzt worden. 1877 organisierte See also:Sir See also:David Gill eine Expedition zur See also:Insel der See also:Besteigung, um die Parallaxe von Mars mit dem Heliometer zu beobachten. Durch die Messungen, welche die Position von Mars unter planetarischen benachbarten Sternen Para!laxeathe morgens und den Abend geben. der Effekt der Parallaxe konnte sowie erhalten werden, durch das Beobachten von zwei unterschiedlichen Stationen; tatsächlich trug die Umdrehung der Masse den Beobachter selbst ringsum eine Ähnlichkeit der See also:Breite, damit der Vergleich seiner eigenen See also:Morgen- und Abendbeobachtungen verwendet werden konnte, als ob sie an den unterschiedlichen Stationen gebildet worden waren. Das Resultat war 8.78". Der Ausfall der Methode, die auf Durchfahrten von Venus basierte, führte zu eine internationale Bemühung, die auf der Initiative des Sirs David Gill durchgeführt wurde, um die Parallaxe zu messen durch Beobachtungen auf jenen kleinen Planeten, die sich nahe der Masse nähern. Der See also:Entwurf von Beobachtungen wurde auf einer ausgedehnten Skala organisiert.

Die drei Körper, die für Beobachtung gewählt wurden, waren: See also:

Victoria (See also:Juni bis bis Aug. 26, 1889); See also:Blende (Okt. 12 bis Dez. zu, 1888); und See also:Sappho (Sept. 18 bis Okt. 25, 1888). Die Abstände dieser Körper zu den Zeiten der Opposition waren ein wenig kleiner als Einheit, obwohl mehr als zweimal so groß wie die von Mars 1877. Die Beeinträchtigung des grösseren Abstandes war jedoch in der Meinung der Kieme, mehr als ausgeglichen durch die Genauigkeit, mit der die Beobachtungen gebildet werden konnten. Die benutzten worden See also:Instrumente waren Heliometers, der See also:Aufbau und deren Gebrauch groß verbessert worden waren, groß durch die Bemühungen der Kieme selbst. Die Planeten in der Frage erschienen im See also:Teleskop wie See also:Stern-wie den Gegenständen, die mit den Sternen mit viel grösserer Genauigkeit als eine planetarische Scheibe wie die von Mars verglichen werden konnten, deren offensichtlichen See also:Form bis zum seiner unterschiedlichen Phase geändert wurde, wegen der unterschiedlichen Richtungen der See also:Ablichtung des Sonnen. Diese Beobachtungen wurden oben bearbeitet und besprochen von Gill mit großer Ausarbeitung in den See also:Annalen der Capesternwarte, vols. vi. und VII. Die Resultate waren für die Solarparallaxe a: Von Victoria 7 = 8.8oi"*0.006 ".

Phoenix-squares

Sappho, 7 = 8.798"to•oI I ". "Blende, Y = 8.812"to•oo9". Das allgemeine Mittelresultat war 8.8o2 ". Von den Mittagsbeobachtungen der See also:

gleichen Planeten, die gebildet wurden, mit dem See also:Ziel das Steuern der Elemente der Bewegung von den Planeten, fand Auwers, See also:tr=8.8o6 ". In 1898 wurde der bemerkenswerte kleine Planeteneros entdeckt, der, bei jenen seltenen Gelegenheiten, als in der Opposition nahe See also:perihelion, sich der Masse zu einem Abstand von See also:o•16 nähern würde. Bei diesen Gelegenheiten würde die tatsächliche Parallaxe sechsmal grösser als die der Sonne sein und konnte mit viel grösserer Präzision als im See also:Kasten jedes möglichen anderen Planeten folglich gemessen werden. Solch eine Annäherung war 1892 aufgetreten, aber der Planet wurde nicht dann entdeckt. An der Opposition von 1900-1901 war der Minimumabstand o•32, viel kleiner als das jedes möglichen anderen Planeten. See also:Vorteil wurde von der Gelegenheit genommen, um fotographische Masse für Parallaxe an den verschiedenen Punkten der Masse auf einer sehr großen Skala zu bilden. Infolge von den Schwierigkeiten, die zugehörig sind, wenn er feststellte die Position von so schwachem, haben ein, See also:Gegenstand unter vielen Sternen, die Resultate ungefähr 10 Jahre gedauert, um auszuarbeiten. Die fotographischen rechten ascensions gaben den Werten 8.8o "+ 0,007" ± 0'0027 "(Hinks) und 8.8o" + o•oo67 "= i 0,0025" (Perrine); die mikrometrischen Beobachtungen gaben den Wert 8.8e6"±o•0o4 (Eisbahnen).', II. Die Geschwindigkeit des Lichtes (q.v.) ist mit der ganzer Präzision gemessen worden, die für den Zweck notwendig ist. Das neueste Resultat ist Kilometer 299,8õ pro Sekunde, mit einer wahrscheinlichen Störung von möglicherweise 30, die kilometresthat ist, über das zehntausendst See also:Teil der Quantität selbst.

Dieser Grad Präzision ist über irgendwelchen hinaus wir 1 Mon. nicht R.A.S weit. (See also:

Mai 1909) P. 544; ibid. (Juni 1910), See also:Hoffnung P. 588.can, in der Solarparallaxe zu erreichen. Das andere See also:Element, das an der See also:Betrachtung teilnimmt, ist die Zeit, die für Licht angefordert wird, um von der Sonne zur Masse zu überschreiten. Hier kann keine solche Präzision erreicht werden. Beide direkten und indirekten Methoden sind vorhanden. Die direkte Methode besteht, wenn sie die Zeiten von irgendeinem momentanem beobachtet, oder See also:schnell unterschiedliches himmlisches Phänomen, wie es, wenn es von den gegenüberliegenden Punkten der See also:Bahn der Masse gesehen wird, die einzigen Phänomene der vorhandenen See also:Art, ist Eklipsen von Satelliten Jupiters scheint, besonders vom ersten. Leider sind diese Eklipsen nicht plötzliche aber langsam ändernde Phänomene, damit sie nicht ohne eine Störung mindestens einiger Sekunden beobachtet werden können, und nicht selten wichtige Brüche einer See also:Minute. Da die gesamte Zeit, die für Licht angefordert wird, um über den See also:Radius der Bahn der Masse zu vergehen, nur ungefähr 500 Sekunden beträgt, ist diese Störung zur Methode tödlich. Die indirekte Methode basiert nach der beobachteten See also:Konstante der See also:Abweichung oder der Versetzung der See also:Sterne wegen der Bewegung der Masse.

Das minuteness dieser Versetzung, über ò•ö ", bildet seine exakte Ermittlung eine extrem schwierige See also:

Angelegenheit. Die vorsichtigsten Ermittlungen werden durch die systematischen Störungen beeinflußt, die aus jenen täglichen und jährlichen Temperaturänderungen entstehen, dessen Effekt nicht in der astronomischen Beobachtung insgesamt beseitigt werden kann; und die vor kurzem entdeckte Veränderung der Breite hat einen neuen Unsicherheitsfaktor in die Ermittlung vorgestellt. Infolgedessen von ihm, waren die See also:Werte, die früher gefunden wurden, systematisch durch eine See also:Menge zu See also:klein, die sogar jetzt es schwierig ist, mit Präzision zu schätzen. Struves die klassische Zahl, allgemeinhin angenommen während der zweiten Hälfte des x9th-Jahrhunderts, war 20.445". Ernster Zweifel wurde zuerst nach seiner Genauigkeit durch die Beobachtungen von Nyren mit dem gleichen See also:Instrument während der Jahre 188o-1882, aber auf einer viel größeren Anzahl von Sternen geworfen. Sein Resultat, von seinen Beobachtungen alleine, war 20,52 "; und das Nehmen in Betracht des anderen Puikowa resultiert, er folgerte den wahrscheinlichsten Wert, um ò•492 zu sein ". Krämer 1895 von einer allgemeinen Diskussion über alle Beobachtungen, abgeleitet der Wert von 20,50 ". Seit damals schieben zwei durchdachte Reihen Beobachtungen, die mit dem See also:Zenith gebildet werden, mit dem Ziel die Bestimmung der Veränderung der Breite ineinander und die Konstante der Abweichung sind an vom See also:Professor See also:C. See also:L. Doolittle an der Blumesternwarte nahe See also:Philadelphia und vom Professor See also:J. See also:K. See also:Rees und seine Assistenten an der See also:Sternwarte der Kolumbienuniversität, neues See also:York See also:getragen worden.

Jedes von diesen arbeitet ist selbständig und scheinbar vertrauenswürdig, aber es gibt einen Unterschied zwischen den zwei, die es schwierig ist, zu erklären. Resultat Reess ist ò•47 "; Doolittles, von ò•46 "zu ò•56". Dieser letzte Wert stimmt sehr nah mit einer Ermittlung überein, die von Gill See also:

am Cape der guten Hoffnung gebildet wird, und die meisten anderen neuen Ermittlungen geben die Werte, die 20,50 "übersteigen. Auf dem Ganzen ist es wahrscheinlich, daß der Wert 20.ö "übersteigt; und soweit die Resultate der unmittelbaren Beobachtung betroffen werden, kann, für das See also:Geschenk, bei 20,52 örtlich festgelegt sein ". Der entsprechende Wert der Solarparallaxe ist 8.782". Zusätzlich zum Zweifel, der auf dieses Resultat durch die Diskrepanz zwischen verschiedene Ermittlungen der Konstante der Abweichung geworfen wird, wird es manchmal bezweifelt, ob die letzte Konstante notwendigerweise mit gesamter Präzision das Verhältnis der Geschwindigkeit der Masse zur Geschwindigkeit des Lichtes ausdrückt. Während die Theorie, daß sie, in hohem Grade wahrscheinlich scheint, kann sie nicht als See also:absolut sicher angesehen werden. tions der Durchfahrten von Venus. Ist die letzte Ermittlung, die, es kein schwacher See also:Punkt in den folgenden Teilen des Prozesses gab, diese Methode würde geben weit das bestimmtste Resultat für die Solarparallaxe so genau. Sein schwacher Punkt ist, daß die offensichtliche Bewegung des Nullpunktes teils nach der Bewegung der See also:Sonnenbahn abhängt, die nicht mit gleicher Präzision festgestellt werden kann. Die Ableitung des Abstandes der Sonne durch sie ist von solchem See also:Interesse von seiner Einfachheit, daß wir die Berechnung zeigen. Von der beobachteten Bewegung des Nullpunktes von Venus, wie durch die vier Durchfahrten von 1761, von 1769, von 1874 und von 1882 gezeigt, wird Massen von (earth+moon) = Masse von Sonne 332600 in den Gravitationsmaßeinheiten der Masse gefunden, gegründet auf dem Meßinstrument und an zweiter See also:Stelle als Maßeinheiten der Länge und der Zeit, Masse der Maschinenbordbuchmasse = 14,60052 "Mondes, = 12,6895. Die Summe der entsprechenden See also:Zahlen, die mit 332600 multipliziert werden, gibt Masse des Maschinenbordbuchsonnen = 20,12773.

A für den Mittelabstand der Masse von der Sonne und n für seine Mittelbewegung in eine Sekunde einsetzend, verwenden wir die grundlegende Gleichung a'n2 = MO-J See also:

M ', MO seiend die Masse des Sonnen und M ' die kombinierten Massen der Masse und des Mondes, die sind, jedoch zu klein, um das Resultat zu See also:beeinflussen. Für die Mittelbewegung der Masse in einer Sekunde im kreisförmigen Maß, haben wir --;See also:maschinenbordbuch 2r _ n 3155814-9 n = 7'29907 der Nenner des Bruches, der die Zahl Sekunden im Sternjahr ist. Dann von der See also:Formel Co MO 120,127731 = N2 =. -15'59814 Maschinenbordbuch a in den Meßinstrumenten = 11,17653 loggen par. 8,762 eq. See also:hor. des Sonnen par. 5,62817 s eq. hor. des Sinus p equat. See also:Rad 6,80470 ' ". IV. Die Ermittlung der Solarparallaxe durch die parallactic Verschiedenheit der Bewegung des Mondes bezieht Bewegung auch zwei von elementsone der Beobachtung, das andere lediglich der mathematischen Theorie des Mondes mit ein. Die Verschiedenheit in der Frage hat seinen größten negativen Wert nahe der Zeit des ersten Viertels des Mondes und den größten positiven Wert nahe dem dritten Trimester. Mittagsbeobachtungen des Mondes sind vorhin gebildet worden, indem man die Durchfahrt seines belichteten Gliedes beobachtete. Am ersten See also:Viertel wird sein erstes Glied belichtet; am dritten Trimester sein zweites Glied.

In jedem Fall können die Resultate der Beobachtungen in der Störung, nicht nur vom unsicheren See also:

Durchmesser des Mondes, aber in einem ruhigen grösseren Grad vom unterschiedlichen Effekt der Bestrahlung und der persönlichen Gleichung der Beobachter systematisch sein. Das theoretische Element ist das Verhältnis der parallactic Verschiedenheit zur Solarparallaxe. Die Ermittlung dieses Verhältnisses ist eins der schwierigsten Probleme in der Mondtheorie. Das endgültige Resultat annehmend, erforscht von See also:E. See also:W. Brown, das der Wert der Solarparallaxe, die dadurch abgeleitet wird, ungefähr 8.773"ist. V. Die 5. Methode ist, wie wir gesagt haben, die unsicherste Bewegung von See also:allen; sie genügt folglich, das Resultat zu veranschlagen. See also:Barth., das n=8.818 "ist. Das folgende kann als die wahrscheinlichsten Werte der Solarparallaxe genommen werden, wie durch die fünf Methoden unabhängig abgeleitet worden, die wir beschrieben haben: Von den Massen Parallaxe. "Geschwindigkeit 8.8o2 des Lichtes.

. 8.781"-Masse des par.-ineq der Masse 8.762". vom Mond. . 8.773"-Mondgleichung. . 8.818"die Frage der möglichen oder wahrscheinlichen Störung dieser Resultate ist eins, auf dem es eine markierte Abweichung der Meinung unter Forschern gibt. Vermutlich konnte keine allgemeine See also:

Vereinbarung auf einer See also:Aussage jetzt erreicht werden, die definitiver als dieses ist; das letzte Resultat kann aus Betrachtung heraus gelassen werden, und der Wert der Solarparallaxe wird enthalten vermutlich zwischen den Begrenzungen 8.77"und 8,80.", Der wahrscheinlichste Abstand der Sonne kann in den runden Zahlen als 93.000.000 See also:Meilen angegeben werden. (S.

End of Article: SOLARCParallaxe

Zusätzliche Informationen und Anmerkungen

Es gibt keine Anmerkungen dennoch für diesen Artikel.
Bitte Verbindung direkt zu diesem Artikel:
Heben Sie den Code unten, rechtes Klicken, hervor und wäen Sie "Kopie." vor, Kleben Sie sie dann in Ihr website, in email oder in anderes HTML.
Stationieren Sie Inhalt, Bilder und Layout copyright © 2006 - Net Industries, weltweit.
Kopieren Sie nicht, downloaden Sie, bringen Sie oder wiederholen Sie anders den Aufstellungsortinhalt ganz oder teilweise.

Verbindungen zu den Artikeln und zum Home Page werden immer angeregt.

[back]
SOLAR, SOLLER (Lat.-solarium, Fr.•-galetas, Ital.... 		[next]
SOLARCSystem

Seite © 2006 - Net Industries