어떻게 시차 법 으로 지구 에서 시리우스 까지 의 거 리 를 계산 합 니까?

어떻게 시차 법 으로 지구 에서 시리우스 까지 의 거 리 를 계산 합 니까?

이 삼각 거리 에서 측정 해 야 할 각 도 는 우리 가 시리우스 를 보 는 시각 이 아니 라 여기 서 두 개의 점 을 취하 고 이 두 가지 점 에서 시리우스 의 한 점, 이 두 가지 방향의 협각 을 본다.
너 는 아직도 이 두 점 의 직선 거 리 를 알 아야 한다.
일반적으로 사용 하 는 것 은 주년 시차, 즉 지구 공전 을 이용 하여 궤도 상에 서 거리 가 가장 큰 두 점 을 찾 는 것 이다.
구체 적 으로 말 하면 겨울 과 여름 두 계절 의 어느 날 (황 경이 상대 적 으로) 시리우스 가 배경 에서 의 변위 각 도 를 보 는 것 이다.
항성 시차 와 거리
지구 상에 서 항성 을 관측 하 는 데 도 시차 현상 이 있다. 이때 기선 은 바로 지구 궤도 의 지름 이다. 관측 되 는 항성의 시 차 는 바로 태양, 항성 과 지구 가 형성 하 는 내각 P 이다. 지구 가 공전 함 에 따라 항성 은 아래 그림 에서 보 여 준 주년 시차 운동 과 같다. 항성 은 우리 에 게 가 까 워 질 수록 시차 p 가 커지 고 반대로 도 마찬가지 이다.
대부분의 항성의 거리 가 너무 멀 고 시차 가 매우 작 기 때문에 우리 의 가장 가 까 운 항성 (켄 타 우 로 스 와 이웃 별) 의 시 차 는 0.75 각 초 에 불과 하고 1 각 초 (1 / 3600 도) 도 안 된다. 게다가 지면 관측 으로 대기의 영향 을 받 아 오차 가 매우 크다. 따라서 시차 법 은 300 광년 이내 의 항성 거리 에 만 적용 된다.
초 차이
초 차이 (ParSec) 는 천체 거리의 단위 로 시차 (Parallax) 와 각 초 (Arc - Seconds) 를 영문 으로 합성 하여 PC 라 고 약칭 한다. 주년 시차 P 의 꼴찌 1 / P. 천체의 주년 시차 가 1 각 초 일 때 그 는 우리 와 1 초 차이 이다. 1 각 초 에 대응 하 는 두 변 의 길이 차 이 를 완전히 무시 할 수 있 기 때문에 이 삼각형 은 직각 삼각형 으로 상상 할 수 있다.이등변 삼각형 으로 상상 할 수 있 습 니 다. 1 초 차이 = 206265 A. U. = 3.26 광년 입 니 다. 다음 그림 을 보 세 요.
계산 방법 을 구체 적 으로 설명해 보 자. 나 도 생각 을 많이 했 어. 나이 가 들 었 어 ~
1. P 가 작 을 때

무엇이 시차 라 고 하 는가? 시차 가 발생 하 는 원인 은 무엇 이 며, 어떻게 시 차 를 없 애 는가?

시 차 는 빛 이 인력 으로 인해 구 부 러 져 서 생 긴 것 이다. 지구 공전 이 있 는 위치 에 따라 별 체 를 관찰 하고, 두 번 의 소득 데이터 로 별의 위 치 를 확인한다 (오차 만 줄 일 뿐).

시차 란 무엇 인가? 시차 가 발생 하 는 원인 은 무엇 인가? 시차 가 어떻게 해소 되 어야 하 는가?

물안경 의 초점 조절 이 완선 되 지 않 아 목표 의 실상 과 십자 사 평면 이 완전히 일치 하지 않 아 상대 적 인 이동 현상 이 나타 나 는 것 을 시차 라 고 한다. 그 원인 은 물안경 의 초점 조절 이 완선 되 지 않 아 목표 의 실제 상 태 를 십자 사 평면 에 완전히 닮 지 않 게 한다. 접안렌즈 의 관측 자 는 눈 을 약간 위 에서 아래로 이동 하 는데 만약 에 목 표를 발견 하면 상대 적 으로 이동 하 게 된다.즉, 시차 가 존재 한 다 는 뜻 이다. 다시 자세히 물 경 초점 을 맞 추고 이미지 가 안정 적 이 고 선명 해 질 때 까지 초점 을 맞 추 는 것 이다.