10 потрясающих примеров параллакс скроллинга

История

Суточным (геоцентрическим) параллаксом называется угол, под которым виден земной радиус с определенного небесного тела. Кроме того, выделяют понятие горизонтального параллакса. Горизонтальным параллаксом называется угол, под которым виден экваториальный радиус Земли из центра определенного небесного тела при нахождении последнего на истинном горизонте (истинный горизонт — мысленно воображаемый большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна отвесной линии в точке наблюдения). Различия понятий суточного и горизонтального параллакса связаны с несферичностью Земли (так полярный радиус Земли короче экваториального радиуса на 21 км).

Суточный параллакс сыграл очень важную роль в истории астрономии, как наиболее простой и достоверный способ определения расстояния до объектов Солнечной Системы. Фактически этот метод являлся единственным геометрическим методом измерения расстояний в Солнечной Системе вплоть до радиолокации, лазерной локации и методов радиоинтерференции сигналов межпланетных станций. Базой суточного параллакса является земной радиус. Самым большим суточный параллакс является у Луны (57 угловых минут) и у Солнца (9 угловых минут). У всех планет Солнечной Системы суточный параллакс подвержен регулярным изменениям и значительно меньше угловой минуты (у Венеры  0.1-0.6 угловых минут, у Марса 0.1-0.4 угловых минут, у Юпитера и Сатурна меньше 0.1 угловой минуты, а у Урана и Нептуна меньше одной угловой секунды).

Первыми параллакс Луны и Солнца определили древнегреческие астрономы на основе наблюдений лунных затмений, которые позволяли определять параллакс Луны из одного и того же места. Так древнегреческий астроном Гиппарх Никейский (180-125 годы до нашей эры) в 129 году до нашей эры оценил параллакс Солнца в 7 угловых минут (максимальная величина угла, который неразличим невооруженным глазом). Похожие расчеты выполнил до него другой древнегреческий астроном Аристарх Самосский (310-230 годы до нашей эры).

С другой стороны, александрийский астроном Клавдий Птолемей (100-170 годы нашей эры) полагал, что расстояние до Луны зависит от её фаз. Это говорит о больших разногласиях среди астрономов Древнего мира по поводу оценок параллаксов Луны и Солнца. Позже ошибка Птолемея о зависимости размера параллакса Луны от её фаз стала одним из основных объектом критики птолемевской системы мира. Так юный Николай Коперник (1473-1543 годы нашей эры) во время учебы в Италии проводил измерения параллакса Луны вместе со своим учителем Новарой. Наблюдения положения Луны во время затмения яркой звезды Альдебаран из Болоньи 9 марта 1497 года показали, что параллакс Луны не зависит от её фазы. В последующие века началось широкое использование одновременных наблюдений из северного и южного полушария для точного измерения параллаксов Луны, Солнца и Марса. К примеру, в 18 веке такие наблюдения осуществлялись в обсерватории мыса Доброй Надежды в южной части Африки и Берлинской обсерватории.

Светимость

Светимость  — название ряда физических величин .

В фотометрии светимость  — это световая величина , представляющая собой световой поток излучения, испускаемого с малого участка светящейся поверхности единичной площади . Она равна отношению светового потока, исходящего от рассматриваемого малого участка поверхности, к площади этого участка:

где dΦv — световой поток, испускаемый участком поверхности площадью d S . Светимость в Международной системе единиц (СИ) измеряется в лм /м². 1 лм/м² — это светимость поверхности площадью 1 м2, излучающей световой поток, равный 1 лм.

Аналогом светимости в системе энергетических фотометрических величин является энергетическая светимость (излучательность). Её определение аналогично определению светимости, но вместо светового потока Φvиспользуется поток излучения Фe. Единица энергетической светимости в СИ — Вт /м².

Светимость в астрономии  — полная энергия , излучаемая астрономическим объектом ( планетой , звездой , галактикой и т. п.) в единицу времени . Измеряется в абсолютных единицах ( СИ  — Вт ; СГС  — эрг /с) либо в единицах светимости Солнца ( L ☉ = 3,86⋅1033 эрг /с = 3,86⋅1026Вт).

Светимость астрономического объекта не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина . Светимость — одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр — светимость» , «масса — светимость». Светимость звезд главной последовательности можно приближенно рассчитать по формуле:

Светимость самых ярких звёзд в миллионы раз превышает светимость Солнца.

В экспериментальной физике элементарных частиц светимостью называют параметр ускорителя , характеризующий интенсивность столкновения частиц пучка с частицами фиксированной мишени (интенсивность столкновения частиц двух встречных пучков в случае коллайдеров ). Светимость L измеряется в см−2·с−1. При умножении сечения реакции на светимость получается средняя частота протекания этого процесса на данном коллайдере N˙process=L⋅σprocess{\displaystyle {\dot {N}}_{\text{process}}=L\cdot \sigma _{\text{process}}} .

Светимость Большого адронного коллайдера во время первых недель работы пробега была не более 1029частиц/см²·с, но она продолжает постоянно повышаться. Целью является достижение номинальной светимости в 1,7⋅1034частиц/см²·с, что по порядку величины соответствует светимостям BaBar ( SLAC , США) и Belle ( KEK , Япония ). Коллайдеру KEKB принадлежит мировой рекорд светимости для ускорителей с встречными пучками — 2,11⋅1034см−2·с−1.

Окклюзионный параллакс

Окклюзионный параллакс основан на тех же принципах, что и глубинный параллакс, но вместо того, чтобы брать координаты текстуры первого слоя глубины, в котором происходит пересечение, мы будем линейно интерполировать значения между слоем глубины до точки пересечения и слоем глубины после точки пересечения. Весовой коэффициент линейной интерполяции зависит от того, насколько далека высота поверхности от значений глубины обоих слоев. Взгляните на следующую картинку, чтобы понять, как это работает:

Как вы можете видеть, это во многом похоже на глубинный параллакс с добавлением дополнительного шага линейной интерполяции текстурных координат двух глубинных слоев в окрестности точки пересечения. Да, это опять-таки аппроксимация, но значительно более точная, чем при использовании метода глубинного параллакса.

Код для окклюзионного параллакса является расширением метода глубинного параллакса, и должен быть не слишком сложным для вас:

// код глубинного параллакса

// Получаем текстурные координаты до пересечения
vec2 prevTexCoords = currentTexCoords + deltaTexCoords;

// Получаем значение глубины до и после пересечения (для линейной интерполяции)
float afterDepth = currentDepthMapValue — currentLayerDepth;
float beforeDepth = texture(depthMap, prevTexCoords).r — currentLayerDepth + layerDepth;

// Интерполяция текстурных координат
float weight = afterDepth / (afterDepth — beforeDepth);
vec2 finalTexCoords = prevTexCoords * weight + currentTexCoords * (1.0 — weight);

return finalTexCoords;

1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14

…// код глубинного параллакса

// Получаем текстурные координаты до пересечения

vec2 prevTexCoords=currentTexCoords+deltaTexCoords;

 
// Получаем значение глубины до и после пересечения (для линейной интерполяции)

floatafterDepth=currentDepthMapValue-currentLayerDepth;

floatbeforeDepth=texture(depthMap,prevTexCoords).r-currentLayerDepth+layerDepth;

// Интерполяция текстурных координат

floatweight=afterDepth(afterDepth-beforeDepth);

vec2 finalTexCoords=prevTexCoords*weight+currentTexCoords*(1.0-weight);

returnfinalTexCoords;

После того как мы нашли слой глубины после пересечения (смещенной) геометрии поверхности, мы также получаем текстурные координаты слоя глубины до пересечения. Затем мы вычисляем расстояние глубины (смещенной) геометрии от соответствующих глубинных слоев и интерполируем данные два значения. Линейная интерполяция — это базовая интерполяция между текстурными координатами обоих слоев. Затем функция окончательно возвращает конечные интерполированные координаты текстуры.

Окклюзионный параллакс дает удивительно хорошие результаты, и, хотя некоторые незначительные артефакты и проблемы со сглаживанием все еще видны, при всем при этом данный метод является хорошим компромиссом и его недостатки видны только при сильном увеличении или взгляде под очень большими углами.

Млечный Путь

Млечный Путь

Над распределением звезд в трех измерениях космоса задумывался философ Иммануил Кант. В трактате 1755 года он рассуждал, что звезды Млечного Пути распределены по гигантскому диску, удерживаемые силой тяготения, — в точности как планеты в нашей Солнечной системе вращаются вокруг Солнца в единой плоскости. Звезды образуют полосу на небе, потому что мы смотрим на них со своего места в этом диске.

Иммануил Кант

В 1785 году британский астроном Уильям Гершель изучил форму Млечного Пути, кропотливо наблюдая за сотнями звезд. Нанося на карту их местоположение, он понял, что в одной области неба их намного больше. Гершель предположил, что Солнце находится на диске Млечного Пути, а не в его центре, как представлялось ранее.

Уильям Гершель

Параллакс в достопримечательностях

Параллакс затрагивает достопримечательности во многих отношениях. На достопримечательностях, приспособленных к стрелковому оружию, кланяется стрельбе из лука при входе, и т.д. расстояние между прицеливающимся механизмом и калибром оружия или осью может ввести значительные ошибки, стреляя вблизи, особенно стреляя в маленькие цели. Это различие обычно упоминается как «высота вида» и дано компенсацию за (при необходимости) через вычисления, которые также берут в других переменных, таких как снижение пули, сопротивление воздуха и расстояние, на котором цель, как ожидают, будет. Высота вида может использоваться, чтобы способствовать, «прицеливаясь — в» винтовках для полевого использования. Типичное охотничье ружье (.222 с оптическими прицелами) зрячий — в в 75 м будет полезно от 50 м до 200 м без дальнейшего регулирования.

Параллакс в оптических достопримечательностях

В оптических достопримечательностях параллакс относится к очевидному движению сетки в отношениях к цели, когда пользователь двигает его/ее головой со стороны позади вида (/вниз или уехавший/исправленный), т.е. это — ошибка, где сетка не остается выровненной с собственной оптической осью вида.

В оптических инструментах, таких как телескопы, микроскопы, или в оптических прицелах, используемых на стрелковом оружии и теодолитах, происходит ошибка, когда оптика точно не сосредоточена: сетка, будет казаться, будет перемещаться относительно объекта, сосредоточенного на том, если Вы будете двигать головой боком перед окуляром. Некоторые оптические прицелы огнестрельного оружия оборудованы механизмом компенсации параллакса, который в основном состоит из подвижного оптического элемента, который позволяет оптической системе спроектировать картину объектов на переменных расстояниях и картины креста нитей сетки вместе в точно том же самом оптическом самолете. У оптических прицелов не может быть компенсации параллакса, потому что они могут выступить очень приемлемо без обработки для параллакса с видом, постоянно приспосабливаемым для расстояния что лучшие иски их намеченное использование. Типичные стандартные фабричные расстояния регулирования параллакса для охоты на оптические прицелы составляют 100 ярдов или 100 м, чтобы сделать их удовлетворенными для охоты на выстрелы, которые редко превышают 300 ярдов/м. Некоторая цель и военные оптические прицелы стиля без компенсации параллакса могут быть приспособлены, чтобы быть параллаксом, свободным в диапазонах до 300 ярдов/м, чтобы сделать их лучше удовлетворенными для стремления к более длинным диапазонам. У объемов для rimfires, ружей и дульнозарядных ружий будут более короткие параметры настройки параллакса, обычно 50 ярдов/м для объемов rimfire и 100 ярдов/м для ружей и дульнозарядных ружий. Объемы для духовых ружей очень часто находятся с приспосабливаемым параллаксом, обычно в форме приспосабливаемой цели или АО. Они могут приспособиться вниз до 3 ярдов (2,74 м).

неувеличения отражателя или «отраженных» достопримечательностей есть способность быть теоретически «свободным параллаксом». Но начиная с этих достопримечательностей коллимировавшая параллель использования освещает, это только верно, когда цель в бесконечности. В конечном перпендикуляре движения глаз расстояний к устройству вызовет движение параллакса по изображению сетки в точных отношениях к глазному положению в цилиндрической колонке света, созданного оптикой коллимирования. Прицелы огнестрельного оружия, такие как некоторые красные точечные достопримечательности, пытаются исправить для этого через не сосредоточение сетки в бесконечности, но вместо этого на некотором конечном расстоянии, разработанный целевой диапазон, где сетка покажет очень мало движения из-за параллакса. Некоторые модели вида отражателя рынка изготовлений они называют «параллакс свободным», но это относится к оптической системе, которая дает компенсацию за от оси сферическое отклонение, оптическая ошибка, вызванная сферическим зеркалом, используемым в виде, который может заставить положение сетки отличаться от оптической оси вида с изменением в глазном положении.

«Звезды -двойники»

Астрономы из Великобритании разработали очень простую и остроумную методику для измерения расстояний между звездами и Землей, позволяющую определять дистанцию до нашей планеты для любой звезды Млечного Пути при помощи ее «двойника», обладающего идентичными размерами и спектром.

Британские астрономы создали новую методику измерения расстояний в космосе, которая позволяет очень точно вычислять дистанцию от Земли до далеких от нас звезды при помощи ее «двойника», обладающего идентичными размерами и спектром, говорится в статье, опубликованной в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

«Наша идея очень проста, удивительно, что до нее никто не додумался раньше. Чем дальше от нас расположена звезда, тем более тусклой она будет нам казаться на ночном небе. Если эта звезда и какое-то другое светило обладают абсолютно идентичным спектром, то тогда мы можем использовать разницу в яркости между ними для вычисления расстояния до одной из них, зная дистанцию до другой звезды», – объясняет Джофре Пфайль (Jofre Pfeil) из Кембриджского университета.

Как объясняют Пфайль и его коллеги, сегодня астрономы вычисляют расстояние до далеких от нас светил при помощи так называемого параллакса – того, насколько интересующая их звезда смещается относительно расположенных за ней объектов по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца и движется по орбите.

Подобная методика очень точна, однако она работает только для относительно близких к нам светил, расположенных на расстоянии примерно в 1-2 тысячи световых лет от Земли. По этой причине астрономы знают точное расстояние только для 100 тысяч из 100 миллиардов звезд Млечного Пути.

Измерение расстояний до более далеких светил возможно, однако все существующие методики, по мнению Пфайля, опираются на различные статистические модели и допущения о температуре звезды или ее химическом составе, что может вносить существенные искажения в замеры.

Пытаясь уменьшить эти возможные погрешности и разбросы в значениях, группа Пфайля натолкнулась на революционную и при этом простую идею – находить спектральных  «двойников» звезд из числа тех, параллакс которых был точно измерен, и измерять расстояние до них по разнице в их яркости.

Ученые проверили работоспособность своей методики на 175 парах светил с идентичным спектром, одно из которых было расположено на большом расстоянии от Земли, а второе – в пределах 1-2 тысяч световых лет. Вычисленные расстояния до более далеких «двойников» почти полностью совпали с результатами других методик, что подтвердило возможность использования этой техники для определения дистанций до далеких светил.

В ближайшее время Пфайль и его коллеги планируют составить каталог пар звезд-двойников, а также попытаются вычислить точные размеры Галактики, от одного ее края и до противоположной стороны.

Видео

Масштабы расстояний до ближайших звёзд (видео 4) | Масштабы Вселенной | Космология и АстрономияМасштабы расстояний до ближайших звёзд (видео 4) | Масштабы Вселенной | Космология и Астрономия

Измерение расстояний в астрономии — Алексей РасторгуевИзмерение расстояний в астрономии — Алексей РасторгуевАстрономия для начинающих: Расстояния в космосеАстрономия для начинающих: Расстояния в космосе

Источники

  • https://ria.ru/science/20090313/164726855.htmlhttps://thealphacentauri.net/how-far-that-star-is/http://spacegid.com/rasstoyaniya-v-kosmose.htmlhttps://сезоны-года.рф/световой%20год.htmlhttp://galspace.spb.ru/indvop.file/48.htmlhttps://ria.ru/science/20150906/1229632478.html

Литература

  • Ефремов Ю. Н. Вглубь Вселенной. — М.: УРСС, 2003. — 263 с.
  • Ковалевский Ж. Современная астрометрия. — Фрязино: Век 2, 2004. — 480 с.
  • Лавринович К. К. Фридрих Вильгельм Бессель. — М.: Наука, 1989. — 320 с. — ISBN 5-02-005884-X.
  • // Энциклопедический словарь юного астронома / сост. Н. П. Ерпылев. — М.: Педагогика, 1986. — С. 207–208. — 336 с.
  • Africa T. W. Copernicus’ Relation to Aristarchus and Pythagoras // Isis. — 1961. — Vol. 52. — P. 406—407.
  • Dyson F. W. Measurement of the distances of the stars // The Observatory. — 1915. — Vol. 38. — P. 292—299. — .
  • Hirshfeld A. W. Parallax: The Race to Measure the Cosmos. — Courier Dover Publications, 2013. — ISBN 0-7167-3711-6.
  • Hoskin M. A. Stellar distances: Galileo’s method and it’s subsequent history // Indian Journal for the History of Science. — 1966. — Vol. 1. — P. 22—29.
  • Van Helden A. Measuring the Universe. Cosmic dimensions from Aristarchus to Halley. — Chicago & London: The University of Chicago Press, 1985.

Параллакс

Но не все звезды обладают той же яркостью, что Солнце.

В 1573 году британский астроном Томас Диггс предложил применять к звездам географический метод параллакса. Параллакс — это смещение угла, под которым вы видите объект при движении относительно него. Когда вы путешествуете по пересеченной местности, направление на холм неподалеку меняется быстрее, чем на отдаленную гору. А если вы едете на машине, деревья вблизи пролетают мимо быстрее, чем те, что дальше. Видимое положение звезд, наблюдаемых с Земли, сдвигается из-за движения нашей планеты по эллиптической орбите вокруг Солнца, и размер смещения зависит от их расстояния до нас.

Астрономы кинулись изучать эти годовые смещения звезд — чтобы и измерить расстояние до них, и подтвердить гелиоцентрическую модель Солнечной системы. Но в процессе они наткнулись на кое-что другое. В 1674 году Роберт Гук опубликовал данные о смещении гаммы Дракона, яркой звезды, которая проходит через зенит на широте Лондона, что позволило Гуку произвести точные наблюдения через специально устроенную дырку в крыше собственного дома. В 1680-м Жан Пикар сообщил, что Полярная звезда смещается на 40 угловых секунд каждый год, а Джон Фламстид в 1689 году подтвердил эти сведения.

Желая разобраться, что означали эти изменения, Джеймс Брэдли повторил наблюдения и тоже зарегистрировал сезонное смещение гаммы Дракона — в 1725 и 1726 годах. Но эти смещения не были похожи на параллакс: размер смещения должен был бы зависеть от расстояния до звезды, но все наблюдаемые звезды смещались одинаково.

Брэдли это озадачило. Спустя пару лет он понял, в чем дело: как флюгер на мачте меняет направление при повороте корабля, показывая сумму направлений ветра и корабля, так и движения Земли меняют то, как мы видим звезды. По мере нашего движения вокруг Солнца все звезды слегка покачиваются. Это неожиданное открытие, названное звездной аберрацией, также подтверждает, что Земля обращается вокруг Солнца.

Параллакс не обнаружился, пока не были созданы достаточно точные инструменты. Первые успешные измерения сделал Фридрих Бессель в 1838 году — для звезды 61 в созвездии Лебедя. Поскольку звезды очень далеко, их параллакс очень мал и его трудно измерить. Например, параллакс ближайшей к нам звезды, Проксимы Центавра, меньше угловой секунды, это в 50 раз меньше ее аберрации. Сегодня спутники вроде «Гиппарха» Европейского космического агентства измерили точное расположение 100 000 ближних звезд, а из этих данных вывели расстояния и до многих других. Тем не менее, параллакс можно увидеть только на расстоянии примерно 1 % от размеров нашей Галактики.

Роберт Гук (1635-1703)

Роберт Гук

Роберт Гук родился на острове Уайт в Англии, в семье викария. Он учился в оксфордском колледже Крайст-Чёрч и работал ассистентом у физика и химика Роберта Бойля. В 1660-м Гук открыл закон упругости и вскоре после этого был принят на должность куратора экспериментов на встречах Королевского общества. Через пять лет он опубликовал работу Micrographia, в которой впервые использовал термин «клетка», сравнив вид клеток растений под микроскопом с монашескими кельями. В 1666 году Гук помогал заново отстраивать Лондон после Великого пожара, работая вместе с Кристофером Реном над Королевской обсерваторией в Гринвиче, Монументом в память о пожаре и Вифлеемским королевским госпиталем (известным как Бедлам). Умер он в Лондоне в 1703 году и похоронен на лондонском кладбище Бишопсгейт, но в XIX веке его останки перенесли в Северный Лондон, и их нынешнее местонахождение неизвестно. В феврале 2006 года была найдена копия записей Гука со встреч Королевского общества, которые считались потерянными, теперь они хранятся в Королевском обществе в Лондоне.

Поделиться ссылкой

Построение галактической шкалы

По тригонометрическому параллаксу


Схема возникновения годичного параллакса

Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой.

Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как:

D=2R2sin⁡α2≈2Rα{\displaystyle D={\frac {2R}{2\sin \alpha /2}}\approx {\frac {2R}{\alpha }}},

где D — искомое расстояние, R — радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далеких звёзд сопряжено со значительными техническими трудностями.

Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения:

D=Vrtg(λ)4.738μ,{\displaystyle D={\frac {V_{r}\mathrm {tg} (\lambda )}{4.738\mu }},}

где μ и Vr — соответственно угловая (в секундах дуги в год) и лучевая (в км/с) скорость звезды скопления, λ — угол между прямыми Солнце—звезда и звезда—радиант, а D — расстояние, выраженное в парсеках. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов.

По цефеидам и звёздам типа RR Лиры

На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых. Цефеиды расположены, в основном, в областях недавнего звёздообразования и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики.

Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные, в основном, на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако, способы их использования как стандартных свеч различны:

  • Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
  • Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет MRR≈0.78m{\displaystyle M_{RR}\approx 0.78^{m}}.

Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:

  1. Необходимо выделить отдельные звёзды. В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звёзды.
  2. Необходимо учитывать поглощение света пылью и неоднородность её распределения в пространстве.

Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звёзд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжёлых элементов.

По эффекту Вилсона-Баппу

См. также: Эффект Вилсона-Баппа

Эффект Вилсона-Баппа — наблюдательная зависимость между абсолютной звёздной величиной в фильтре V (MV) и полушириной эмисионных линий K1 и К2 ионизированного Ca II в их атмосфере, центрированной на 3933.7 Å. Открыт в 1957 Olin C. Wilson и M. K. Vainu Bappu. Современный вид следующий:

MV=33.2−18.0log⁡(W){\displaystyle M_{V}=33.2-18.0\log(W_{0})},

где W — ширина линии, выраженная в ангстремах.

Основные недостатки метода как индикатора заключаются в следующем:

  • Вид зависимости может меняться в зависимости от скрытых параметров.
  • Звезда может состоять в двойной системе
  • Звезда может иметь переменность, меняющую ширину линии значительным образом.

Изменение параллакса

роботы будут общаться с намиИсходный кадрИзмененный кадр: сцена сдвинута от зрителя за плоскость экрана (этот и следующий примеры — это просто горизонтальный сдвиг кадра, то, что делают многие плееры и телевизоры)Измененный кадр: сцена сдвинута к зрителю перед плоскостью экрана, небо находится почти на уровне экранаИсходный кадр и обработанный кадр с глубиной, увеличенной в 3 раза, подход, который пока практически нереально реализовать с высоким качеством в реальном времениПример картинки, получившейся из стереопары при плавном увеличении и уменьшении видимой глубиныфактически задача изменения видимой глубины кадра полностью эквивалентна задаче изменения положения камеры: нужно построить кадры “виртуальной” камеры, находящейся на прямой, проходящей через два известных кадра

  • Метрика максимального, минимального и среднего положительного и отрицательного параллакса для кадров и фильмов. Их вычисление совсем не так тривиально, как кажется, и просто применением библиотек на реальных фильмах (особенно азиатских) обойтись не получается;
  • Расчет гистограммы параллаксов кадров, глубины сцен и накопленной глубины фильмов;
  • Метрика crosstalk — наша модификация модной в этом сезоне MS-SSIM, оптимизированная для измерения заметности перекрестных помех;
  • Метрика стабильности глубины соседних кадров — также имеет массу гитик;
  • Метрика плавности переходов по глубине между сценами (Depth Continuity);
  • Несколько алгоритмов, обеспечивающих автоматическое изменение видимой глубины сцены (изменение положения виртуальной камеры), в том числе — увеличение глубины.

Выводы:

Несмотря на многочисленные маркетинговые заявления довольно наивно ожидать, что плееры и телевизоры в ближайшее время “научатся” качественно изменять и особенно увеличивать видимую глубину фильмов в реальном времени. То есть для того, чтобы посмотреть фильм с хорошим видимым объемом основной массе зрителей пока придется ходить в кинотеатры.
Телевизоры и плееры, которые обещают “менять параллакс” и даже предоставляют такие ручки на самом деле сдвигают картинку относительно плоскости экрана, не меняя реальную видимую глубину. То есть “плосковатый” фильм при этом так и остается “плосковатым”, но за счет того, что картинка, например, проваливается за рамку экрана, он подсознательно воспринимается “чуть более трехмерным”.
Задача изменения видимой глубины, безусловно, будет решена, но сначала должны появиться хотя бы решения, более-менее качественно делающие это offline.
Признаком появления таких решений будет массовое появление снятого (а не рендеренного) контента с хорошей глубиной на рекламных автостереоскопических мониторах.

В веб-дизайне

Здесь эффект параллакса (по-иному — параллакс-скроллинг) — специальный прием, при котором фон в перспективе движется медленнее главного плана. Последним выступает текст, изображение.

Как сделать эффект параллакса? Создается 3D-пространство при помощи нескольких фонов, которые при их прокручивании начинают двигаться с разной скоростью. Смотрится достаточно зрелищно и впечатляюще.

Рассмотрим программы и приложения, в которых можно создать эффект параллакса:

  • jQuery — это плагин, который привязывает параллакс-скроллинг к вращению пользователем колесика мышки.
  • jParallax — может превратить элементы веб-страницы в абсолютно позиционированные слои, которые будут реагировать на расположение курсора.
  • Scrolldeck — удобный плагин, который позволяет добиться такого эффекта.

Как измеряется расстояние до звезд и что такое световой год?

Расстояния между звездами настолько велики, что измерять их километрами или милями – занятие с бесконечными нолями. Привычную систему измерений применяют для обозначения расстояний в одной системе. К примеру называют, что минимальное расстояние от Земли до Марса – 55,76 миллионов километров. Со звездами всё сложнее, и здесь обычно используют понятия светового года и парсека.

Астрономическая единица – принятая в астрономии единица измерения объектов Солнечной системы и ближайших к ней объектов Вселенной. Астрономическая единица равна 149 598 100 км (+- ~750 км), что приблизительно равняется среднему расстоянию Земли от Солнца. Современные наблюдения зафиксировали постепенно увеличение значения на 15 см ежегодно, что объясняется, возможной потерей Солнцем массы, последствия солнечного ветра.

Световой год – расстояние, которое свет проходит за один год, в метрах это 9 460 730 472 580 800. На самом деле свет звезд, который мы видим в безоблачную ночь, шёл до нашей планеты многие столетия, а некоторые из них вообще больше не существуют.

Парсек, он же «параллакс угловой секунды» – это расстояние, с которого средний радиус орбиты Земли (перпендикулярный лучу зрения), виден под углом в одну секунду угловую. Если совсем просто, то парсек = 3,26 световым годам.

Интересно то, что в научно-популярной и фантастической литературе принято использовать понятие светового года, а парсеками обычно пользуются только в профессиональных трудах и исследованиях.

Ближайшая к нам звезда – это Альфа Центавра, которая находится от Земли на расстоянии в 4,37 световых лет. А вот до самой удалённой галактики (по состоянию на декабрь 2012 года) от Земли целых 13,3 миллиардов световых лет!. Получается, когда солнце этой самой галактики (известной под индексом UDFj-39546284) потухнет, человечество об этом узнает еще не скоро.

Расстояния в цифрах

  • Меркурий– ближайшая к Солнцу планета, среднее расстояние от Солнца 0,387 а. е (58 млн. км), а расстояние до Земли колеблется от 82 до 217 млн. км. Меркурий движется вокруг Солнца по сильно вытянутой эллиптической орбите, плоскость которой наклонена к плоскости эклиптики под углом 7°. 
  • Венера– вторая по удаленности от Солнца планета, среднее расстояние от Солнца 0,72 а.е. (108,2 млн. км). Средний радиус планеты составляет 6051 км, масса – 4,9 на 10 в 24 степени кг (0,82 массы Земли), средняя плотность 5,24 г/см3. 
  • Земля– третья от Солнца планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца 1 а.е. (149,6 млн. км), средний радиус 6371,160 км (экваториальный 6378, 160 км, полярный 6356,777 км), масса – 6 на 10 в 24 степени кг. 
  • Марс– четвертая планета от Солнца, среднее расстояние от Солнца составляет 1,5 а.е. (227,9 млн. км). Минимальное расстояние от Марса до Земли составляет 55,75 млн. км, максимальное – около 401 млн. км. 
  • Юпитер– пятая по счету от Солнца, а также крупнейшая планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца 5,2 а.е.(778 млн. км), экваториальный радиус равен 71,4 тыс. км, полярный – около 67 тысяч км, масса 1,9 на 10 в 27 степени кг (317,8 массы Земли), средняя скорость обращения вокруг Солнца – 13,06 км/с.
  • Сатурн– шестая планета от Солнца и вторая по размерам планета в Солнечной системе после Юпитера. Среднее расстояние Сатурна от Солнца 9,54 а.е. (1,427 млрд. км), средний экваториальный радиус около 60,3 тысяч км, полярный – около 54 тысяч км, масса 5,68 на 10 в 26 степени кг (95,1 массы Земли). 
  • Уран– седьмая от Солнца планета Солнечной системы. Планета была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана. Среднее расстояние от Солнца 19,18 а.е. (2871 млн. км), средний радиус 25560 км, масса 8,69 на 10 в 25 степени (14,54 массы Земли), средняя плотность – 1,27 г/см3. 
  • Нептун– восьмая планета от Солнца и четвертая по размеру среди планет. Нептун открыт в Берлинской обсерватории 23 сентября 1846 года немецким астрономом Иоганном Галле на основании предсказаний, сделанных независимо математиком Джоном Адамсом в Англии и астрономом Урбеном Леверрье во Франции. Среднее расстояние планеты Нептун от Солнца 30,1 а.е. (4497 млн. км), средний радиус около 25 тысяч км, масса 1,02 на 10 в 26 степени кг (17,2 массы Земли), плотность 1,64 г/см3.
  • Плутоном– в честь древнеримского бога подземного царства. В тот момент предполагали, что его масса сравнима с массой Земли, но позже было установлено, что масса Плутона почти в 500 раз меньше земной, даже меньше массы Луны. Масса Плутона 1,2 на 10 в22 степени кг (0,22 массы Земли). Среднее расстояние Плутона от Солнца 39,44 а.е. (5,9 на 10 в12 степени км), радиус около 1,65 тысяч км.
Оцените статью
Рейтинг автора
5
Материал подготовил
Илья Коршунов
Наш эксперт
Написано статей
134
Добавить комментарий