Масса – это одно из самых важных свойств материи. Являясь мерой гравитационного взаимодействия, именно она во многом определяет облик нашей Вселенной – от звезд и планет до галактических скоплений. Однако, измерение этой величины в космических масштабах – совсем не простая задача. Так как же ученые узнают массы планет, звезд и других небесных тел?
Начнем с относительно простого – массы Земли. В качестве основы нам понадобится закон всемирного тяготения, сформулированный Исааком Ньютоном еще в 1666 году. Согласно ему, сила притяжения двух тел прямо пропорциональна их массам и обратно пропорциональна квадрату расстояния между объектами.
Из него легко можно вывести формулу для ускорения свободного падения. В свою очередь, находясь на Земле, эту величину можно измерить различными способами. Самый очевидный из них - сбросить с высокой башни тяжелый предмет и засечь время падения. Другой вариант - изготовить из нитки и грузика простейший маятник, после чего замерить период его колебаний. Если вам интересно попробовать провести этот несложный, но занимательный эксперимент самостоятельно – напишите об этом в комментариях, и мы обязательно посвятим ему одну из ближайших статей.
Радиус же нашей планеты также можно определить с довольно высокой точностью, не покидая ее - древние греки справлялись с этим еще три тысячи лет назад. Для этого потребуется две астролябии – так называется прибор для измерения высоты небесных тел на небосводе. Кроме того, необходим знакомый в другом городе, часы и любой способ связи. Нужно всего лишь одновременно измерить высоту солнца над горизонтом в полдень, после чего решить несложное уравнение.
Таким образом, зная радиус нашей планеты и ускорение свободного падения, можно рассчитать массу Земли. Разумеется, чем точнее будут измерены исходные данные, тем ближе к истине окажетсяконечный результат вычислений.
Прямым следствием из закона всемирного тяготения является третий закон Кеплера, связывающий орбиты и массы небесных тел. С его помощью можно узнать массу Луны, зная параметры ее орбиты и массу нашей планеты. Аналогично вычисляется масса Солнца, а от нее – всех остальных планет нашей системы.
С дальними же светилами все обстоит намного сложнее. Параметры двойных звезд относительно просто определяются по их взаимному движению, главное – правильно измерить расстояния. В случае же одиночных светил используются различные косвенные методы.
Например, на основе огромного количества наблюдений была сформулирована зависимость массы звезды от ее светимости. К сожалению, белые карлики и пульсары не подчиняются этой закономерности, и их параметры приходится определять иными методами.
Еще одним способом является спектральный анализ излучения звезды. Дело в том, что ее собственная гравитация искажает линии спектра подобно доплеровскому смещению. Массы экзопланет определяют по их влиянию на собственное движение материнского светила, а звездных скоплений - как сумму масс составляющих их объектов. Параметры же далеких галактик вычисляются либо по их вращению, либо по средней скорости собственного движения их компонентов.
Естественно, что чем дальше расположен объект от Земли, тем меньше точность, с которой можно вычислить его параметры. Например, масса нашей планеты определена с точностью 0,05%, Луны и Солнца – 0,1%, планет системы – до 0,7%. В то же время, погрешность измерения характеристик некоторых звезд может составлять от 20 до 70%, а галактик – еще больше. Как бы то ни было, эти данные постоянно уточняются, а новые технологии позволяют нам узнавать больше о нашей Вселенной.
#космос
#наука
#планета
#звезда
Больше новостей и самые свежие видео: