Привидно и истинско движение на небесните тела. Закони за движение на небесните тела и устройство на слънчевата система

От древни времена човечеството се е интересувало от видимите движения на небесните тела: Слънцето, Луната и звездите. Трудно е да си представим, че нашата собствена слънчева система изглежда твърде голяма, простираща се на повече от 4 трилиона мили от Слънцето. Междувременно Слънцето е само една стотна от един милиард от останалите звезди, съставляващи галактиката Млечен път.

млечен път

Самата галактика е огромно колело, което се върти, направено от газ, прах и повече от 200 милиарда звезди. Между тях лежат трилиони мили празно пространство. Слънцето е закотвено в покрайнините на галактиката, оформено като спирала: отгоре Млечният път изглежда като огромен въртящ се ураган от звезди. В сравнение с размера на галактиката, Слънчевата система е изключително малка. Ако си представим, че Млечният път е с размерите на Европа, тогава слънчевата система няма да е по-голяма от орех.

слънчева система

Слънцето и неговите 9 сателитни планети са разпръснати в една посока от центъра на галактиката. Точно както планетите се въртят около своите звезди, звездите също се въртят около галактиките.

На Слънцето ще са необходими около 200 милиона години при скорост от 588 000 мили в час, за да завърши революция около тази галактическа въртележка. Нашето Слънце не се различава от другите звезди по нищо особено, освен че има спътник, планета, наречена Земя, населена с живот. Планетите и по-малките небесни тела, наречени астероиди, се въртят около Слънцето по своите орбити.

Първи наблюдения на светила

Човекът наблюдава видимите движения на небесните тела и космическите явления от поне 10 000 години. За първи път в хрониките се появяват записи за небесни тела древен Египети Sumer. Египтяните са успели да различат три вида тела в небето: звезди, планети и „звезди с опашки“. В същото време бяха открити небесни тела: Сатурн, Юпитер, Марс, Венера, Меркурий и, разбира се, Слънцето и Луната. Видимите движения на небесните тела са движението на тези обекти, възприемано от Земята спрямо координатната система, независимо от дневното въртене. Истинското движение е тяхното движение в космическото пространство, обусловено от силите, действащи върху тези тела.

Видими галактики

Поглеждайки към нощното небе, можете да видите нашия най-близък съсед - - под формата на спирала. Млечният път, въпреки размера си, е само една от 100 милиарда галактики в космоса. Без да използвате телескоп, можете да видите три галактики и част от нашата. Два от тях се наричат ​​Големият и Малкият магеланов облак. За първи път са видени в южните води през 1519 г. от експедицията на португалския изследовател Магелан. Тези малки галактики обикалят наоколо млечен път, следователно са нашите най-близки космически съседи.

Третата галактика, видима от Земята, Андромеда, е приблизително на 2 милиона светлинни години от нас. Това означава, че звездната светлина от Андромеда отнема милиони години, за да се доближи до нашата Земя. Така ние съзерцаваме тази галактика такава, каквато е била преди 2 милиона години.

В допълнение към тези три галактики можете да видите част от Млечния път през нощта, представена от много звезди. Според древните гърци тази група звезди е мляко от гърдите на богинята Хера, откъдето идва и името.

Видими планети от Земята

Планетите са небесни тела, обикалящи около Слънцето. Когато наблюдаваме Венера да свети в небето, това е така, защото тя е осветена от Слънцето и отразява част от слънчева светлина. Венера е Вечерна звездаили Утринна звезда. Хората го наричат ​​по различен начин, защото е на различни места вечер и сутрин.

Как планетата Венера се върти около Слънцето и променя местоположението си. През целия ден се наблюдава видимо движение на небесните тела. Небесната координатна система не само помага да се разбере местоположението на осветителните тела, но също така ви позволява да съставяте звездни карти, да навигирате в нощното небе по съзвездия и да изучавате поведението на небесните обекти.

Закони за движението на планетите

Чрез комбиниране на наблюдения и теории за движението на небесните тела хората са извели моделите на нашата галактика. Откритията на учените помогнаха за дешифрирането на видимите движения на небесните тела. открити са сред първите астрономически закони.

Немският математик и астроном стана пионер на тази тема. Кеплер, след като е изучавал работата на Коперник, е изчислил най-много по-добра форма, което обяснява видимите движения на небесните тела - елипсата, и извади на бял свят моделите на движение на планетите, известни в научен святкато законите на Кеплер. Две от тях характеризират движението на планетата в орбита. Те четат:

Всяка планета се върти в елипса. Слънцето присъства в един от фокусите му.

Всеки от тях се движи в равнина, минаваща през средата на Слънцето, като за същите периоди радиус-векторът между Слънцето и планетата очертава равни площи.

Третият закон свързва орбиталните данни на планетите в една система.

Долни и горни планети

Изучавайки видимите движения на небесните тела, физиката ги разделя на две групи: долните, които включват Венера, Меркурий, и горните - Сатурн, Марс, Юпитер, Нептун, Уран и Плутон. Движението на тези небесни тела в сферата става по различни начини. В процеса на наблюдаваното движение на долните планети те изпитват промяна на фазите като Луната. Когато премествате горните планети, можете да забележите, че те не променят фазите си, те постоянно са обърнати към хората с тяхната светла страна.

Земята, заедно с Меркурий, Венера и Марс, принадлежи към групата на така наречените вътрешни планети. Те се въртят около Слънцето по вътрешни орбити, за разлика от големи планети, които се въртят във външни орбити. Например Меркурий, който е 20 пъти по-малък в най-вътрешната си орбита.

Комети и метеорити

В допълнение към планетите около Слънцето се въртят милиарди ледени блокове, състоящи се от замръзнал твърд газ, малки камъчета и прах - комети, които изпълват Слънчевата система. Видимите движения на небесните тела, представени от комети, могат да се видят само когато те се приближат до Слънцето. Тогава опашката им започва да гори и свети в небето.

Най-известната от тях е Халеевата комета. На всеки 76 години напуска орбитата си и се доближава до Слънцето. По това време може да се наблюдава от Земята. Дори в нощното небе можете да съзерцавате метеорити под формата на летящи звезди - това са бучки материя, които се движат из Вселената с огромна скорост. Когато попаднат в гравитационното поле на Земята, те почти винаги изгарят. Поради изключителна скорост и триене с въздушната обвивка на Земята, метеоритите се нагорещяват и се разпадат на малки частици. Процесът на тяхното изгаряне може да се наблюдава в нощното небе под формата на светеща лента.

Учебната програма по астрономия описва видимите движения на небесните тела. 11 клас вече е запознат с моделите, според които се случва сложното движение на планетите, промяната лунни фазии законите на затъмненията.

II ОСНОВИ НА НЕБЕСНАТА МЕХАНИКА.

УРОК № 10. ЗАКОНИ НА ДВИЖЕНИЕТО НА НЕБЕСНИТЕ ТЕЛА.

4. Законите на Кеплер.

6. Конични сечения.

7. Ревизия на законите на Кеплер.

1. Развитие на идеи за слънчевата система.

Първата научна геоцентрична система в света започва да се оформя в трудовете на Аристотел и други учени древна Гърция. Тя получи своя завършек в трудовете на древногръцкия астроном Птолемей. Според тази система Земята се намира в центъра на света, откъдето идва и името геоцентрична. Вселената е ограничена от кристална сфера, върху която са разположени звездите. Планетите, Слънцето и Луната се движат между Земята и сферата. Древните вярвали, че униформата Кръгово движение- това е идеалното движение и че небесните тела се движат точно по този начин. Но наблюденията показаха, че Слънцето и Луната се движат неравномерно и за да се премахне това очевидно противоречие, беше необходимо да се приеме, че те се движат в кръгове, чиито центрове не съвпадат нито с центъра на Земята, нито един с друг. Дори по-сложното кръгово движение на планетите трябваше да бъде представено като сбор от две кръгови равномерни движения. Такава система направи възможно изчисляването с достатъчна точност за наблюдения взаимно споразумениепланети за бъдещето. Примковото движение на планетите е неподвижно за дълго времеостава загадка и намира своето обяснение само в ученията на великия полски астроном Николай Коперник

През 1543 г. е публикувана книгата му „За въртенето на небесните сфери“. Той очерта нова хелиоцентрична система на света. Според тази система Слънцето е в центъра на света. Планетите, включително Земята, се въртят около Слънцето по кръгови орбити, а Луната се върти около Земята и в същото време около Слънцето. Точността при определяне на позициите на планетите не се увеличи много, но системата на Коперник направи възможно просто да се обясни движението на планетите, подобно на цикъл. Учението на Коперник нанася съкрушителен удар на геоцентричната система на света. Тя далеч надхвърли астрономията и даде мощен тласък на развитието на всички естествени науки.

2. Циклично движение на планетите.

С просто око можем да наблюдаваме пет планети - Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Планетите са сред онези светила, които не само участват в ежедневното въртене на небесната сфера, но и се изместват на фона зодиакални съзвездия, докато се въртят около Слънцето. Ако следвате годишното движение на една планета, отбелязвайки нейната позиция върху звездна карта всяка седмица, може да откриете основна характеристикавидимо движение на планетата: планетата описва цикъл на фона на звездното небе, което се обяснява с факта, че ние наблюдаваме движението на планетите не от неподвижна Земя, а от Земята, въртяща се около Слънцето.

3. Йоханес Кеплер и Исак Нютон.

Двамата най-велики учени, много изпреварили времето си, създадоха наука, наречена небесна механика, тоест откриха законите на движението на небесните тела под въздействието на гравитацията и дори постиженията им да се ограничаваха до това, пак щяха да имат влезе в пантеона на великите на този свят. Така се случи, че не се пресичаха във времето. Само тринадесет години след смъртта на Кеплер се ражда Нютон. И двамата бяха привърженици на хелиоцентричната система на Коперник. След като е изучавал движението на Марс в продължение на много години, Кеплер експериментално открива три закона за движението на планетите, повече от петдесет години преди Нютон да открие закона за универсалната гравитация. Все още не разбирам защо планетите се движат по начина, по който се движат. Беше тежък труд и брилянтна прозорливост. Но Нютон използва законите на Кеплер, за да провери своя закон за гравитацията. И трите закона на Кеплер са следствия от закона за гравитацията. И Нютон го открива на 23 години. По това време, 1664 - 1667 г., чумата бушува в Лондон. Тринити Колидж, където преподаваше Нютон, беше разпуснат за неопределено време, за да не се влоши епидемията. Нютон се завръща в родината си и за две години прави революция в науката, като прави три важни открития: диференциално и интегрално смятане, обяснение на природата на светлината и закона за всемирното привличане. Исак Нютон е тържествено погребан в Уестминстърското абатство. Над гроба му се издига паметник с бюст и епитафия „Тук лежи сър Исак Нютон, благородникът, който с факела на математиката в ръката си пръв доказва с факела на математиката в ръка движенията на планетите, пътищата на кометите и приливите и отливите на океаните... Нека смъртните се радват, че съществува такова украшение на човешкия род.”

4. Законите на Кеплер.

Основната задача на небесната механика е изучаването на движението на небесните тела под въздействието на универсалните гравитационни сили. А именно изчисляването на орбитите на планети, комети, астероиди, изкуствени спътници на Земята, космически кораб, звезди в двоични и множествени системи. Всички проблеми в математически смисъл са много трудни и с редки изключения могат да бъдат решени само с числени методи с помощта на най-големите компютри. Въпреки това, моделни проблеми, в които телата се разглеждат като материални точки и влиянието на други тела може да бъде пренебрегнато, могат да бъдат решени в общ изглед, т.е. да се получат формули за орбитите на планетите и спътниците. Най-простата задача се счита за две тела, когато едното е много по-голямо от другото и референтната система е свързана с това по-голямо тяло.

Именно за този случай трите закона за движението на планетите спрямо Слънцето са получени емпирично от Йоханес Кеплер. Как го направи? Кеплер знаел: координатите на Марс върху небесната сфера с точност до 2” според наблюденията на неговия учител Тихо Брахе; относителни разстояния на планетите от Слънцето; синодични и звездни периоди на планетарна революция. Тогава той разсъждаваше нещо подобно.

Позицията на Марс по време на опозиция е известна (виж фигурата). В триъгълник ABC писмо А показва позицията на Марс, IN - Земята, СЪС - Слънцето. След период от време, равен на звездния период на въртене на Марс (687 дни), планетата ще се върне в точката А , а през това време Земята ще се придвижи до точката В' . Тъй като са известни ъгловите скорости на движение на Земята през годината (те са равни на ъгловите скорости на видимото движение на Слънцето по еклиптиката), можем да изчислим ъгъла DIA' . След като определи координатите на Марс и Слънцето в момента, в който Земята преминава през точката В' , ние можем, знаейки 2 ъгъла в триъгълник, да използваме синусовата теорема, за да изчислим отношението на страната SV' Да се AC . След още едно завъртане на Марс Земята ще заеме позиция В" и ще бъде възможно да се определи връзката NE" към същия сегмент AC Така точка по точка може да се добие представа за истинската форма на земната орбита, като се установи, че тя е елипса, чийто фокус е Слънцето. Може да се определи, че ако времето на движение по дъгата M3M4 = времето на движение по дъгата M1M2, тогава Pl. SM3M4 = Квадрат SM1M2.

F1 и F2 са фокусите на елипсата, c е фокусното разстояние, a е голямата полуос на елипсата и средното разстояние от планетата до Слънцето.

5. Законът на Нютон за всемирното привличане.

Исак Нютон успя да обясни движението на телата в космоса с помощта на закон на всемирното притегляне . Той стига до своята теория в резултат на дългогодишни изследвания върху движението на Луната и планетите. Но опростено заключение за закона за всемирното привличане може да се направи от третия закон на Кеплер.

Нека планетите се движат по кръгови орбити, техните центростремителни ускорения са равни: , Където T– периодът на въртене на планетата около Слънцето, Р- радиус на орбитата на планетата. От III закон на Кеплер или. Следователно ускорението на всяка планета, независимо от нейната маса, е обратно пропорционално на квадрата на радиуса на нейната орбита: .

Според закона на Нютон II, сила Е, което придава това ускорение на планетата, е равно на: https://pandia.ru/text/78/063/images/image010_95.gif" width="125" height="51 src=">, където М– маса на Слънцето. Тъй като Е = ф', =https://pandia.ru/text/78/063/images/image013_78.gif" width="161" height="54">, където Ж= 6,67∙10–11 N∙m2/kg2 – гравитационна константа ..gif" width="109" height="51">. Гравитационната сила между Слънцето и планетата е пропорционална на произведението на техните маси и обратно пропорционална на квадрата на разстоянието между тях. Този закон е валиден за всякакви сферични симетрични тела, и е приблизително вярно за всякакви тела, ако разстоянието между тях е голямо в сравнение с техните размери. Ускорението, което изпитва тялото според втория закон на Нютон м, разположен на разстояние rот тялото М, равно на: https://pandia.ru/text/78/063/images/image017_68.gif" width="47" height="47">, където е масата на Земята, е разстоянието до нейния център Близо до повърхността на Земята ускорението на свободното падане е равно на ж= 9,8 m/s2. Сплескаността на Земята и нейното въртене водят до разлика в силата на гравитацията на екватора и близо до полюсите: ускорението на гравитацията в точката на наблюдение може да се изчисли приблизително по формулата ж = 9,78 ∙ (1 + 0,0053 грях φ ), Където φ – географска ширина на тази точка.

Гравитацията се държи необичайно вътре в Земята. Ако Земята се приеме за хомогенна сфера, силата на гравитацията нараства пропорционално на разстоянието r от центъра на сферата.

6. Конични сечения.

Коничните сечения се образуват, когато прав кръгов конус пресича равнина. Коничните сечения включват криви от втори ред: елипса , параболаИ хипербола . Всички те са геометрично място на точки, разстоянията от които до дадени точки (трикове) или до дадена права линия (директриса) има постоянна стойност. Например елипсата се дефинира като геометрично място на точки, за които сумата от разстоянията от две дадени точки (фокуси F1 и F2) е постоянна стойност и равна на дължината на голямата ос: F1M+F2M=2a=const . Степента на удължаване на елипсата се характеризира с нейния ексцентричност e. Ексцентричност e = c/a. Когато фокусите съвпадат с центъра e = 0, и елипсата се превръща в кръг . Вал на основната ос Ае средното разстояние от фокуса до елипсата. Най-близката до фокуса точка на елипсата се нарича периапсис, а най-отдалечената се нарича апоцентър. Разстоянието от фокуса до периапсиса е PF1 = а (1 – д), към апоцентъра – F1A = а (1 + д).

7. Ревизия на законите на Кеплер.

Така че Кеплер открива своите закони емпирично. Нютон извежда законите на Кеплер от закона за всемирното привличане. В резултат на това първият и третият закон претърпяха промени. Първият закон на Кеплер е обобщен и съвременната му формулировка е следната: Траекториите на движение на небесните тела в централното гравитационно поле са конични сечения: елипса, окръжност, парабола или хипербола, в един от фокусите на които е център на масата на системата. Формата на траекторията се определя от общата енергия на движещото се тяло, която се състои от кинетична енергия ДА СЕтелесна маса м, движейки се със скорост vи потенциална енергия Uтяло, намиращо се в гравитационно поле на разстояние rот тяло с маса М. В този случай се прилага законът за запазване на общата енергия на тялото. E=K +U = конст; К =мв2 /2, U=- GMm/ r.

Законът за запазване на енергията може да бъде пренаписан като: (2).

Константа чНаречен постоянна енергия . Тя е право пропорционална на общата механична енергия на тялото ди зависи само от началния радиус вектор r0и начална скорост v 0. При ч < 0 кинетической энергии тела недостаточно для преодоления гравитационной связи. Величина радиус-вектора тела ограничена сверху и имеет место обращение по замкнутой, эллиптической орбите. Такое движение можно уподобить движению маятника – тот же самый переход кинетической энергии в потенциальную во время подъема и обратный – при опускании. Подобное движение называется краен , тоест затворен. За ч= 0, при неограничено увеличаване на радиус вектора на тялото, скоростта му намалява до нула - това е параболично движение. Този вид движение безкрайно , неограничен в пространството. При ч> 0 кинетичната енергия на тялото е достатъчно голяма и на безкрайно разстояние от привличащия център тялото ще има ненулева скорост на отдалечаване от него - това е движение по хипербола. По този начин можем да кажем, че тялото се движи спрямо привличащия център само по орбити, които са конични секции. Както следва от формула (2), приближаването на тялото към центъра на привличане винаги трябва да бъде придружено от увеличаване на орбиталната скорост на тялото и отстраняването му от намаляване в съответствие с втория закон на Кеплер. Вторият закон на Кеплер не е преработен, но третият е прецизиран и гласи така: отношение на куба на голямата полуос. планетарната орбита спрямо квадрата на периода на въртене на планетата около Слънцето е равна на сумата от масите на Слънцето и планетата, g де (3) М Q И м маси съответно на Слънцето и планетата; А И T – голяма полуос и период на въртене на планетата. За разлика от първите два, третият закон на Кеплер се прилага само за елиптични орбити.

В обобщен вид този закон обикновено се формулира ( 4) така: произведението на сумите от масите на небесните тела и техните спътници с квадратите на техните звездни периоди на въртене са свързани като кубовете на големите полуоси на техните орбити, където М 1 и М 2 - маси на небесни тела, м 1 и м 2 - съответно масите на техните спътници, А 1 и А 2 - големи полуоси на техните орбити, T 1 и T 2 - звездни периоди на циркулация. Необходимо е да се разбере, че законът на Кеплер свързва характеристиките на движението на компонентите на всеки произволни и независими космически системи. Тази формула може едновременно да включва Марс със спътник и Земята с Луната или Слънцето с Юпитер.

Ако приложим този закон към планетите от Слънчевата система и пренебрегнем масите на планетите М1 и М 2 в сравнение с масата на Слънцето M☼ (т.е. М 1 << М☼, М 2 << М☼), тогава получаваме формулировката на третия закон, дадена от самия Кеплер.

8. Определяне на масите на небесните тела.

https://pandia.ru/text/78/063/images/image026_47.gif" width="157" height="53 src=">. Замествайки тук стойностите на полу-големите оси на Земята и Луната и техните периоди на революция, получаваме това М U=3,3·10-6 М☼. Е, абсолютната маса на Слънцето е доста лесна за изчисляване. Използвайки директно формула (3), за двойката Слънце-Земя, като отхвърлим масата на Земята поради нейната малкост в сравнение с масата на Слънцето, получаваме за М☼=2·1030 кг.

Третият закон на Кеплер ни позволява да изчислим не само масата на Слънцето, но и масите на други звезди. Вярно, това може да се направи само за двойни системи; масата на единичните звезди не може да се определи по този начин. Чрез измерване на относителните позиции на двойните звезди за дълъг период от време често е възможно да се определи техният орбитален период Tи разберете формата на техните орбити. Ако са известни разстоянието R до двойната звезда и максималните αmax и минималните αmin ъглови размери на орбитата, тогава може да се определи голямата полуос на орбитата а= Р (α макс+ α мин)/2 , тогава използвайки уравнение (3), можем да изчислим общата маса на двойната звезда. Ако въз основа на наблюденията определим разстоянието от звездите до центъра на масата x1И x2, или по-скоро отношението x1/x2,което остава постоянно, тогава се появява второто уравнение х 1 / х 2 = м 2 / м 1 , което дава възможност да се определи масата на всяка звезда поотделно.

Д.З.§ 8,9, 10. Задачи 7,8 стр.47.

Въпроси за бърза анкета

1. Как се нарича най-близката до Слънцето точка от орбитата на планетата?:

2. Как се нарича най-отдалечената точка от орбитата на Луната?

3. Как се променя скоростта на движение на комета, когато се движи от перихелий към афелий?

5. Как синодичният период на външните планети зависи от разстоянието до Слънцето?

6. Защо се опитват да строят космодруми по-близо до екватора?

7. Как се променя гравитационното поле вътре в Земята?

8. Формулирайте законите на Кеплер.

9. Какъв е средният радиус на орбитата на планетата?

Тема 3. Слънчева система и движението на небесните тела.

§1. слънчева система

Слънчевата система включва Слънцето, 9 големи планети с техните 34 спътника, повече от 100 000 малки планети (астероиди), около 1011 комети, както и безброй малки, така наречените метеорни тела (от 100 m в диаметър до незначителни прахови частици) .

Слънцето заема централно място в Слънчевата система. Масата му е 750 пъти по-голяма от масата на всички други тела, включени в тази система. Гравитационното разширение на Слънцето е основната сила, която определя движението на всички тела на Слънчевата система, обикалящи около него. Средното разстояние от Слънцето до най-отдалечената от него планета Плутон е 6 милиарда километра, което е много малко в сравнение с разстоянията до най-близките звезди.

Всички големи планети - Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон - се въртят около Слънцето в една и съща посока (по посока на аксиалното въртене на самото Слънце), в почти кръгови орбити. Равнината на земната орбита, еклиптиката, се приема за основна равнина при изчисляване на наклоните на орбитите на планетите и другите тела, въртящи се около Слънцето.

Благодарение на почти кръглата форма на планетарните орбити и големите пролуки между тях, възможността за близки срещи между планетите е изключена. Това гарантира дългосрочното съществуване на планетарната система.

Планетите също се въртят около оста си и за всички планети, с изключение на Венера и Уран, въртенето се извършва в посока напред, тоест в същата посока, в която се въртят около Слънцето. Изключително бавното въртене на Венера се случва в обратна посока, а Уран се върти, сякаш лежи на една страна.

Повечето спътници обикалят около своите планети в същата посока като аксиалното въртене на планетата. Орбитите на такива спътници обикновено са кръгли и лежат близо до равнината на екватора на планетата, образувайки намалено подобие на планетарна система. Такава например е системата от спътници на Уран и Юпитер. Сателитите, разположени далеч от планетата, имат обратни движения.

Сатурн, Юпитер и Уран, в допълнение към отделните спътници със забележим размер, имат много малки спътници, сякаш се сливат в непрекъснати пръстени. Тези спътници се движат по орбити толкова близо до планетата, че нейната приливна сила им пречи да се комбинират в едно тяло.

По-голямата част от орбитите на известните в момента малки планети се намират между орбитите на Марс и Юпитер. Всички малки планети обикалят около Слънцето в същата посока като големите планети, но техните орбити обикновено са удължени и наклонени спрямо равнината на еклиптиката

Кометите се движат главно по орбити, близки до параболичните. Някои комети имат удължени орбити с относително малки размери. За тези комети, наречени периодични, преобладават директните движения, тоест движенията в посоката на въртене на планетите.

Планетите са разделени на две групи, които се различават по маса, химичен състав, скорост на въртене и брой спътници. Четирите най-близки до Слънцето планети са земни планети , се състоят от плътно скалисто вещество и метали. Гигантски планети - Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун са много по-масивни, състоят се предимно от леки вещества и затова, въпреки огромното налягане в дълбините им, имат ниска плътност. За Юпитер и Сатурн основната част от тяхната маса е водород и хелий. За Уран и Нептун ледът и скалистите вещества съставляват по-голямата част от тяхната маса.

Вътрешността на планетите и някои големи спътници (например Луната) са в горещо състояние.

Венера, Земята и Марс имат атмосфера, състояща се от газове, отделяни от техните дълбини. Атмосферата на планетите-гиганти е пряко продължение на вътрешността им: тези планети нямат твърда или течна повърхност. При потапяне вътре атмосферните газове постепенно преминават в кондензирано състояние.

Ядрата на кометите са подобни по химичен състав на гигантските планети: те се състоят от воден лед и лед от различни газове с примес на скалисти вещества. Почти всички малки планети в техния състав принадлежат към скалистите планети от земната група.

Отломки от малки планети, образувани при сблъсък една с друга, понякога падат на Земята под формата на метеорити. Измерванията на възрастта на метеоритите показват, че те, а следователно и цялата слънчева система, съществуват от около 5 милиарда години.

Динамичните и физически характеристики на структурата на Слънчевата система показват, че планетите са се образували от газ и прах, които някога са образували планетарен облак около Слънцето. Планетите от земния тип са се образували в резултат на натрупването на скалисти твърди частици, а за гигантските планети образуването е започнало с натрупването на скалисто-ледени частици и след това е допълнено от добавянето на газове (главно водород и хелий).

§2. Законите на Кеплер

Изучавайки резултатите от многогодишните наблюдения на планетата Марс от датския астроном Т. Брахе, немският учен Йоханес Кеплер открива, че орбитата на Марс не е кръг, а има форма на удължена елипса. Елипса има две такива точки F1 и F2 (фиг. 1), сумата от разстоянията ( r1 И r2 ) от всяка точка B на елипсата е постоянна стойност.

https://pandia.ru/text/78/111/images/image002_190.gif" width="77 height=57" height="57">

Правата, свързваща всяка точка от елипсата с един от нейните фокуси, се нарича радиус вектор тази точка.

Кеплер изучава движението на всички известни по това време планети и прави изводи 3 закона за движението на планетите:

Първо, орбитите на всички планети (не само на Марс) са елипси с общ фокус, в който се намира Слънцето. Степента на удължаване на орбитите на различните планети е различна. Ексцентрицитетът на Земята е много малък и орбитата на Земята се различава малко от окръжност. Най-издължените орбити са тези на Меркурий и Плутон.

Второ, всяка планета се движи по орбитата си по такъв начин, че нейният радиус-вектор описва през равни интервали от време равни площи(площите на секторите A1A2F и B1B2F са равни). Това означава, че колкото по-близо е една планета до Слънцето, толкова по-бърза е нейната орбитална скорост.

Astronomy" href="/text/category/astronomiya/" rel="bookmark">астрономическа единица), след това, като се определи от наблюдения периода на революция на планетата в години ( T), лесно е да се получи стойността на голямата полуос на тази планета (α), като се използва формулата:

Например, TМарс = 1,88 години, тогава според формулата α орбита на Марс = 1,52 а. д.

Така Марс е почти един път и половина по-далеч от Слънцето, отколкото Земята.

Законите за движението на планетите, установени от Кеплер, още веднъж ясно показват, че светът на планетите е хармонична система, управлявана от една сила, чийто източник е Слънцето.

§3. Конфигурации

Конфигурациите са характерните позиции на планетите от Слънчевата система в техните орбити спрямо слънцето и Земята.

Те са различни за долните (вътрешни) планети, които са по-близо до Слънцето от Земята (Меркурий, Венера) и за горните (външни) планети, чиито орбити са разположени извън орбитата на Земята (останалите планети ).

Моментът, в който долната планета пресича правата линия, свързваща центровете на Слънцето и Земята, се нарича негов долна връзка . Близо до долния съвпад планетата се вижда като тесен полумесец. Директно в момента на долната връзка планетата не се вижда, тъй като е обърната към Земята със своето полукълбо, което не е осветено от Слънцето. По това време обаче може да възникне феноменът на планета, преминаваща през слънчевия диск, когато планетите - Венера или Меркурий - могат да се наблюдават под формата на черен кръг, движещ се по слънчевия диск.

Продължавайки да се движи в орбита, долната планета за земен наблюдател достига определено най-голямо ъглово разстояние от Слънцето, след което започва отново да се приближава към него. Позицията на най-голямото ъглово отместване се нарича удължаване . Меркурий при елонгация е около 28°, Венера е около 48° от Слънцето. Има удължения източен, когато планетата се наблюдава вечер след залез слънце, и западенкогато се вижда сутрин, преди изгрев слънце.

Моментът, в който долната планета преминава точно зад Слънцето, се нарича горна връзка . Близо до горния съвпад планетата се наблюдава като пълен диск.

За горните планети се разграничават моменти конфронтация , Западни и източни квадратури и връзки . В опозиция горната планета се вижда от противоположната на Слънцето страна на небето, докато разстоянието между нея и Земята е най-малко. Този период е най-благоприятен за астрономически наблюдения на нейната повърхност. в квадратури ъгълът между посоките към планетата и слънцето е 90°. Във връзка горната планета, както и долната, отива зад диска на Слънцето и се губи в неговите лъчи. През този период разстоянието от Земята до планетата е най-голямо.

Луната, в своята революция около Земята, се появява или между Слънцето и Земята, като долната планета, или по-далеч от Слънцето, като горната планета. Следователно по отношение на Луната астрономите по-често използват специална терминология, въпреки че по същество моментът на новолунието е подобен на долната връзка, моментът на пълнолуние е аналогичен на опозицията.

§4. Елементи на планетарни орбити

Ориентацията на орбитата в пространството, нейните размери и форма, както и положението на небесното тяло в орбита се определят от 6 величини, т.нар. орбитални елементи .

Някои характерни точки от орбитите на небесните тела имат свои имена: перихелий – най-близката до Слънцето точка от орбитата на небесно тяло, движещо се около Слънцето; афелий – най-отдалечената от Слънцето точка на елиптичната орбита.

Ако се разглежда движението на тяло спрямо Земята, тогава най-близката до Земята точка от орбитата се нарича перигей , а най-отдалеченият е кулминация .

В повече общи задачи, когато центърът на привличане може да означава различни небесни тела, се използват наименованията: периапсис – най-близката до центъра на орбитата точка; апоцентър – най-отдалечената точка от центъра на орбитата.

Орбитални елементи– 6 величини, които определят формата и размерите на орбитата на небесното тяло ( а, д), позицията му в пространството ( аз, Ω , ω ), както и позицията на самото небесно тяло в орбита:

1) Определят се формата и размерите на орбитата голямата полуос на орбитата (a = OP) и орбитален ексцентрицитет д .

https://pandia.ru/text/78/111/images/image007_87.gif" align="left" width="257" height="113 src=">За елиптична орбита стойността длежи в рамките на 0 ≤ e< 1.

При д= 0 орбитата има формата на кръг; толкова по-близо ддо единство, толкова по-удължена е орбитата. Когато e = 1, орбитата вече не е затворена и има формата на парабола; за e > 1 орбитата е хиперболична.

2) Ориентацията на орбитата в пространството се определя спрямо определена равнина, взета за основна. За планети, комети и други тела на Слънчевата система служи такъв самолет еклиптична равнина. Позицията на орбиталната равнина се определя от два орбитални елемента: дължината на възходящия възелΩ И орбитален наклоназ.

Географска дължина на възходящия възел Ω - това е ъгълът при Слънцето между линията на пресичане на орбиталната и еклиптичната равнини и посоката към точката на Овен. Ъгълът се измерва по еклиптиката от точката на пролетното равноденствие по посока на часовниковата стрелка до възходящия възел на орбитата Ω, т.е. точката, в която тялото пресича еклиптиката, движейки се от южното полукълбо към северното. Противоположната точка се нарича низходящ възел , а линията, свързваща възлите, е линия от възли .

0° ≤ Ω ≤ 360°

Q – равнина на орбитата на планетата

П – равнина на еклиптиката

3) Позиция на орбитата в равнината Qопределен от аргумента на перихелия ω , което е ъгловото разстояние на орбиталния перихелий от възходящия възел ω = Ω П.

4) Като шести елемент, който определя позицията на небесното тяло в орбита във всеки конкретен момент от времето, използвайте момент на преминаване през перихелий До .

Ъгълът при Слънцето, измерен от посоката на перихелия към посоката на тялото, се нарича истинска аномалия ν . Истинската аномалия, когато тялото се движи по своята орбита, се променя неравномерно: в съответствие с втория закон на Кеплер, тялото се движи по-бързо близо до перихелия Пи по-бавно при афелий А. Истинската аномалия се изчислява с помощта на формули чрез средната аномалия.

§5. Концепцията за смутено движение

Планетите в своето движение се привличат не само към Слънцето, но и една към друга. В звездните купове всяка звезда е привлечена от всички останали. Движението на изкуствените спътници на Земята се влияе от сили, причинени от несферичната форма на земята и съпротивлението на земната атмосфера, както и от привличането на Луната и Слънцето. Тези допълнителни сили се наричат обезпокоителен , а ефектите, които предизвикват при движението на небесните тела са смущения . Поради смущения орбитите на небесните тела непрекъснато се променят бавно.

Изследването на движението на небесните тела, като се вземат предвид смущаващите сили, се извършва от специална наука - небесната механика.

Методите, разработени в небесната механика, позволяват много точно да се определи позицията на всяко тяло в Слънчевата система много години напред. По-сложни изчислителни методи се използват за изследване на движението на изкуствени небесни тела.

§6. Видимо дневно движение на осветителните тела

През деня всяка звезда прави пълен оборот по своя дневен паралел. На фиг. изобразен е дневният паралел на звездата σ .

https://pandia.ru/text/78/111/images/image011_62.gif" align="left" width="252" height="132 src=">a) На екватора се намират полюсите на света на хоризонта и съвпадат с точките на север и юг.Дневните паралели на звездите в този случай са във вертикални равнини.

б) На северния полюс оста на света е насочена вертикално нагоре, т.е. северният небесен полюс Псъвпада със зенита z. Дневните пътеки на всички звезди са в равнини, успоредни на хоризонта.

Позицията на меридиана става несигурна. Всяка посока от тази точка на земната повърхност ще бъде на юг.

§7. Удължаване на звездите

Азимут" href="/text/category/azimut/" rel="bookmark">азимут по време на движение по дневния паралел варира в рамките на ±A от северната точка, с |A| ≤ 90°.

Удължение те наричат ​​позицията на звездите, когато техният азимут вземе екстремни стойности. В зависимост от това от коя страна на небесната сфера се срещат, се разграничават източна и западна елонгация. На фиг. звезда 1 има източно удължение д E и западно удължение д W. Звездата няма 2 удължения.

§8. Ефемериди

Ефемеридите са таблици, съдържащи информация за положението на небесните тела в небето, скоростта на тяхното движение, звездни величини и други данни, необходими за астрономически наблюдения. Ефемеридите се съставят за бъдещи времена въз основа на резултатите от предишни наблюдения.

При изчисляването на ефемеридите се използват теориите за движението на небесните тела и законите за промените в тяхната яркост.

В зависимост от точността на използваните материали, ефемеридите се изчисляват напред за различни периодивреме. По този начин ефемеридите на малки планети, съдържащи техните небесни координати, се съставят година или повече предварително. Ефемериди на изкуствени спътници на Земята, чиито движения се влияят от определени сили, които не могат да бъдат точно отчетени (например съпротивлението на атмосферата, чиято плътност постоянно се променя), могат да бъдат съставени с необходимата точност само за 1-2 месеца предварително.

Ефемеридите могат също да съдържат ъгли на монтиране на телескопа, лунни фази и друга информация, която помага да се правят рационални наблюдения. Например, наблюденията на Полярната звезда могат да се извършват не само през нощта, но и през деня; За да направите това, е необходимо предварително да съставите специална таблица с приблизителни хоризонтални координати (работни ефемериди) - азимут А и височини ч Полярен. Като ориентирате устройството според техните стойности, можете да намерите изображението на Полярната звезда в зрителното поле на тръбата.

Компилация на Polyarnaya ефемериди (т.е. процедурата за изчисляване на приблизителните хоризонтални координати - височина h и азимут a в очакваните моменти на наблюдение):

от AE изберете φ ; местно звездно време с намерени по време на майчинство д .

Височината на небесния полюс е равна на географската ширина ч стр = φ

От триъгълник zσk страни з к И zσ могат, с известно допускане, да се считат за равни един на друг: 90°-φ-χ = 90°- ч ,

където φ+χ = ч .

В астрономическите таблици стойността χ обикновено се обозначава с ƒ , Тогава ч = φ+ƒ

Следователно, за да се определи h Polar, необходимата стойност е ƒ местно звездно време с и го добавете към φ .

Полярният азимут a се взема от същите таблици по аргументи с И φ . След това работните ефемериди на Полярная се изчисляват в определен момент на наблюдение с даден интервал (например 30 m).

Тема 4. Въртене на Земята и Луната. Фактори предизвикващи промяназвездни координати.

§1. Характеристики на орбиталното и въртеливото движение на Земята

Земята е една от планетите в Слънчевата система. Подобно на други планети, тя се движи около Слънцето по елиптична орбита, чиято голяма полуос (т.е. средното разстояние между центровете на Земята и Слънцето) е приета в астрономията като единица за дължина (au) за измерване на разстояния между небесните тела вътре слънчева система. Разстоянието от Земята до Слънцето в различни точки на орбитата не е еднакво; в перихелий (3 януари) е приблизително 2,5 милиона км по-малко, а в афелий (3 юли) е със същото количество по-голямо от средното разстояние , което е 149,6 млн. км.

Тъй като нашата планета се движи по своята орбита около Слънцето, равнината на екватора на Земята (наклонена към равнината на орбитата под ъгъл 23°27') се движи успоредно на себе си по такъв начин, че в някои части на орбитата кълбото е наклонено към Слънцето със северното си полукълбо, а при други – с южното си полукълбо.

Дневното въртене на земното кълбо се извършва с почти константа ъглова скоростс период 23h56m04.1s, т.е. за един звезден ден. Оста на денонощното въртене на Земята е насочена със северния си край приблизително към звездата алфа Малка мечка , която затова се нарича Полярна звезда.

§2. Движение на земните полюси

Оста на въртене на Земята не заема постоянно положение в тялото на Земята, което сякаш се люлее около оста си, в резултат на което земните полюси описват сложна крива на земната повърхност, без да се отдалечават от определена средна позиция с повече от 0,3-0,4”. Поради блуждаенето на полюса по повърхността на Земята трябва да се променят географските координати на точки, разположени на повърхността на Земята - географска ширина и дължина.

Една от характеристиките на Земята е нейното магнитно поле, благодарение на което можем да използваме компас. Магнитният полюс на Земята, към който се привлича северният край на стрелката на компаса, не съвпада със Северния географски полюс, а се намира в точка с координати ≈ 76° с.ш. w. и 101° з.д. г. Магнитният полюс, разположен в южното полукълбо на Земята, има координати 66° южно. w. и 140° и.д. г. (в Антарктика).

§3. Движение на Луната

Луната е най-близкото до Земята небесно тяло, естествен спътникна нашата планета. Той обикаля около Земята на разстояние около 400 хиляди км. Диаметърът на Луната е само 4 пъти по-малък от този на Земята, той е равен на 3476 км. За разлика от Земята, която е компресирана в полюсите, Луната е много по-близка по форма до правилна сфера.

Гледана от Северния полюс, Луната, подобно на всички планети и спътници на Слънчевата система, обикаля около Земята в посока, обратна на часовниковата стрелка. Необходими са 27,3 дни, за да извърши един оборот около Земята. Времето на едно завъртане на Луната около Земята е точно равно на времето на едно завъртане около нейната ос. Следователно Луната е постоянно обърната към Земята с една и съща страна. Предполага се, че в ранни периодиПо време на своята история Луната се върти около оста си малко по-бързо и следователно се обърна към Земята в различни частиповърхността му. Но поради близостта на масивната Земя, в твърдото тяло на Луната възникнаха значителни приливни вълни. Те действаха на бързо въртящата се Луна. Процесът на забавяне на Луната продължи, докато тя беше постоянно обърната към Земята само с една страна. Това е мястото, където понятията за видими и обратна странаЛуни. Общо 59% от лунната повърхност може да се види от Земята.

§4. Прецесия и нутация

Когато горната част се върти, оста й практически никога не е неподвижна. Под въздействието на гравитацията, в съответствие със законите въртеливо движение, оста на върха се движи, описвайки конична повърхност. Земята е голям връх. И неговата ос на въртене, под въздействието на гравитационната сила на Луната и Слънцето върху екваториалния излишък (екваторът изглежда има повече материя от полюсите поради сплескаността на Земята), също бавно се върти.

Оста на въртене на Земята описва конус с ъгъл 23,5° близо до оста на еклиптиката, в резултат на което небесният полюс се движи около полюса на еклиптиката в малък кръг, като прави едно завъртане за приблизително 26 000 години. това движение се нарича прецесия .

Последицата от прецесията е постепенно изместване на точката на пролетното равноденствие към видимото движение на Слънцето с 50,3” на година. поради тази причина Слънцето всяка година навлиза в пролетното равноденствие 20 минути по-рано, отколкото прави пълен оборот в небето.

Промяната на положението на небесния екватор и небесния полюс, както и преместването на точката на Овен води до промяна в екваториалните и еклиптични небесни координати. Следователно, когато се дават координатите на небесните тела в каталози или се изобразяват на карти, те трябва да посочват „епохата“, т.е. момента във времето, за който са взети позициите на екватора и точката на Овен при определяне на координатната система.

До голяма степен прецесията възниква под въздействието на гравитационните сили на Луната. Силите, които причиняват прецесия, поради промените в положението на Слънцето и Луната спрямо Земята, непрекъснато се променят. Следователно наред с движението на оста на въртене на Земята по конуса се наблюдават нейните малки вибрации, т.нар. нутация . Под влияние на прецесията и нутацията небесният полюс описва сложна вълнообразна крива сред звездите.

Скоростта на промяна на координатите на звездите поради прецесия зависи от положението на звездите върху небесната сфера. Деклинациите на различните звезди варират през годината от +20” до -20” в зависимост от ректасцензията. Ректасцензиите се променят по по-сложен начин поради прецесията и техните корекции зависят както от ректаскензиите, така и от деклинациите на звездите. Прецесионните таблици се публикуват в астрономически годишници.

Прецесията и нутацията променят само ориентацията на оста на въртене на Земята в пространството и не влияят на позицията на тази ос в тялото на Земята. Следователно нито географската ширина, нито дължината на местата на земната повърхност се променят поради прецесия и нутация и тези явления не влияят на климата.

§5. Аберация на светлината

Светлинна аберация е видимото отклонение на небесните тела от тяхното истинско положение на небесния свод, причинено от относителното движение на небесното тяло и наблюдателя.

Феноменът на аберацията може да се сравни с това, което човек изпитва под проливния дъжд. Човек, стоящ под дъжда, държи чадъра си над главата си. Но когато ходи, той е принуден, ако иска да остане сух, да наклони чадъра напред и колкото по-бързо върви, толкова повече трябва да накланя чадъра. И въпреки че дъждовните капки все още падат право надолу, на човека изглежда, че идват от точката, към която е наклонил чадъра.

По същия начин за движещ се наблюдател светлината на небесното тяло изглежда идва не от точката, в която се намира тялото, а от друга точка, изместена спрямо първата по посока на движението на наблюдателя. Нека някоя звезда е на полюса на еклиптиката. Неговата светлина пада върху Земята перпендикулярно на посоката на скоростта на Земята, движеща се по нейната орбита. Въпреки това, астроном, насочващ телескопа си към полюса на еклиптиката, няма да види звездата в центъра на зрителното поле: лъч светлина, влизащ в лещата на такъв телескоп, се нуждае от време, за да премине през цялата му тръба и по време на това когато тръбата ще се движи заедно със Земята и изображението на звездата няма да попадне в центъра на зрителното поле.

Така, за да се наблюдава небесното тяло в центъра на зрителното поле, телескопът трябва да бъде наклонен под определен ъгъл напред в зависимост от движението на наблюдателя.

§5. Паралакс

Когато се возите във влак, стълбовете, стоящи покрай релсите, мигат извън прозореца. Сградите, разположени на няколко десетки метра, се връщат по-бавно. железопътна линия. И много бавно, неохотно, къщи и горички, разположени някъде близо до хоризонта, изостават от влака. Скоростта, с която се променя посоката на даден обект, когато наблюдателят се движи, е толкова по-малка, колкото по-далеч е обектът от наблюдателя. И от това следва, че големината на ъгловото преместване на обекта, което се нарича паралактично изместване или просто паралакс , можете да характеризирате разстоянието до даден обект.

Невъзможно е да се открие паралактичното изместване на звезда, като се движи по земната повърхност: звездите са твърде далеч и паралаксите по време на такива движения са далеч извън възможността за измерване.

https://pandia.ru/text/78/111/images/image015_43.gif" align="left" width="240" height="192">

В този случай паралаксът се изчислява за въображаем наблюдател, движещ се от центъра на Земята до точката на екватора, в която звездата е на хоризонта.

Ежедневното движение на Слънцето (както и на други небесни тела) по небето е следствие от въртенето на Земята около оста си, което е насочено от запад на изток, и съответно видимото движение на Слънцето се случва от от изток на запад. Въпреки това, поради наличието на наклон земната оскъм орбиталната равнина около Слънцето, точките на изгрев/залез, докато Земята се върти около Слънцето, непрекъснато се изместват и в резултат на това изгревът/залезът на изток/запад се случва само близо до равноденствията, които се падат в началото на 20 март и септември. През лятото северното полукълбо на Земята е обърнато към Слънцето, съответно в средните ширини точката на изгрев се измества на североизток, а точката на залез на северозапад, а през зимата Земята излага южното полукълбо на Слънцето и изгревът се случва на югоизток, а залезът - на югозапад.

Годишният път на Слънцето спрямо звездите се свързва с въртенето на Земята около Слънцето. Разбира се, поради факта, че звездите са невидими през деня, е трудно да се проследи това движение на Слънцето, въпреки че през деня, поради това движение, Слънцето се движи на фона на звездите с цял градус (т.е. с два от видимите му размери). Наличието на това движение обаче се показва от вида на звездното небе, което се променя със сезоните и по-специално от наблюдаваните съзвездия. Например съзвездието Орион може да се наблюдава в тъмното небе от есента до средата на пролетта, но през останалата част от годината Слънцето е твърде близо до това съзвездие (въпреки че не минава директно през него), а през деня небето звездите, които съставляват това съзвездие, могат да се видят с просто око, не изглежда възможно. Слънцето, когато се наблюдава от Земята през цялата година, се движи по небето по линия, наречена еклиптика, която показва равнината на земната орбита (още точно определение− равнина на орбитата на центъра на масата на системата Земя-Луна) и преминава през 13 съзвездия (Овен, Телец, Близнаци, Рак, Лъв, Дева, Везни, Скорпион, Змиеносец, Стрелец, Козирог, Водолей и Риби). Тъй като Земята се върти около Слънцето по елиптична орбита, орбиталната скорост е променлива стойност, която естествено влияе върху видимото движение на Слънцето по еклиптиката. Видимото движение също е неравномерно - Слънцето преминава едната половина на еклиптиката по-бавно (когато Земята е по-отдалечена от светилото), а втората - по-бързо, поради което в северното полукълбо пролетта и лятото са малко по-дълги отколкото есента и зимата. Когато е лято в северното полукълбо, Земята е най-отдалечена от Слънцето и се движи най-бавно по своята орбита, а когато е зима, тя е най-близо и се движи по-бързо (в южното полукълбо пак е обратното).

Видимо движение на луната

Равнината на лунната орбита има наклон от 5 градуса спрямо равнината на земната орбита около Слънцето, така че видимото движение на Луната спрямо звездите минава близо до линията на еклиптиката. Но скоростта на това движение е много по-голяма от тази на Слънцето. Ако Слънцето се движи спрямо звездите по небето с количество, равно на неговия видим диаметър за половин земен ден, тогава Луната изминава същото разстояние за около 1 час и тъй като Луната може да се наблюдава в тъмното небе, тя не е трудно да се проследи това изместване на фона на звездите. Луната се движи по орбитата си в същата посока, в която Земята се върти около оста си (обратно на часовниковата стрелка, когато се гледа от северния полюс), така че видимото движение на Луната на фона на звездите ще се случи от запад на изток. Поради дори по-голямата елиптичност на лунната орбита от тази на Земята, видимото движение на Луната ще бъде по-неравномерно. Луната пътува спрямо звездите (и около Земята) за 27 дни, 7 часа, 43 минути, 11,5 секунди. По време на новолуние Луната е в същата посока на небето като Слънцето (т.е. между Земята и Слънцето) и следователно е обърната към неосветената страна. Въпреки това, постепенно се движи все по-далеч от звездата на изток, ръбът на лунния диск, осветен от Слънцето, започва да расте и така до пълнолуние. Пълната Луна изгрява на източното небе и приблизително следва дневния път на Слънцето преди шест месеца. Така в северното полукълбо през летните месеци, когато Слънцето изгрява на североизток, изгрява високо и залязва на северозапад - Луната от своя страна изгрява на югоизток, не се издига високо над хоризонта и залязва на юг сутрин.запад (като Слънцето през деня в северното полукълбо през зимата). Наличието на пресечни точки на равнините на лунната и земната орбита ни дава възможност да наблюдаваме явления като слънчеви и лунни затъмнения. Те обаче възникват само ако са изпълнени едновременно следните независими едно от друго условия - Луната по своя път спрямо звездите трябва да е близо до точката на пресичане на този път с еклиптиката и трябва да има и нов луна (за слънчево затъмнение) или пълнолуние (за лунно затъмнение).

Видимо движение на планетите

Орбиталните равнини на планетите имат наклон не повече от няколко градуса спрямо равнината на орбитата на Земята, следователно техният видим път спрямо звездите минава близо до еклиптиката, но траекторията на това движение е много по-сложна от тази на Слънцето и Луната. Първоначално движейки се в същата посока като Луната и Слънцето (от запад на изток (движение напред)), планетите в даден момент започват да забавят, спират и след това се движат за известно време от изток на запад (ретроградно движение), след което отново забавят и отново преминават към директно движение. Траекторията на движение при смяна на посоките има формата на примка.

Движението на планетите, които са по-близо до Слънцето, отколкото Земята (долните планети), е малко по-различно от движението на планетите, които са по-далеч от Земята (горните планети). Венера се движи по небето по-бързо от Слънцето в посока напред, изпреварва го, след което спира на не повече от 47 градуса от Слънцето (това е точката на максимално ъглово разстояние от светилото (източна елонгация)), след което преминава към ретроградно движение и отново преминава покрай Слънцето и отново спира на не повече от 47 градуса от светилото (западна елонгация), след което отново превключва на директно движение. Меркурий също се движи, само размерът на примката ще бъде по-малък, тъй като Меркурий е по-близо до Слънцето и ъгловото му разстояние от слънцето е много малко, максимум 28 градуса. В случая на Марс и други горни планети движението в посока напред ще бъде по-бавно от това на Слънцето, следователно планетите постепенно ще изостават от него, като същевременно ще бъдат все по-на запад от слънцето. Когато планетата е в обратна посока от Слънцето, нейното движение на фона на звездите ще се забави и ще премине към движение назад, което скоро ще се забави и отново ще премине към движение напред, след което планетата ще започне да се приближава към Слънцето в небето. Колкото по-далеч е горната планета, толкова по-малък ще бъде размерът на примката при смяна на посоките на движение.

Промените в посоките на движение се дължат на неравномерната орбитална скорост на планетите. Ретроградното движение на Венера и Меркурий възниква, когато те изпреварват Земята, движейки се по своята орбита и в същото време са от една и съща страна на Слънцето със Земята. А при горните планети, напротив, Земята ги изпреварва и поради това те получават ретроградно движение. Примките се получават поради факта, че планетарните орбити не лежат в една и съща равнина, но имат, макар и малки, наклони спрямо равнината на земната орбита.

Видимо движение на звездите

Когато се разглеждаше видимото движение на телата на Слънчевата система, много често се споменаваше фразата „движение спрямо звездите“, което може да създаде впечатлението, че звездите са напълно неподвижни. В действителност това не е така, просто скоростите на звездите са толкова малки в сравнение с разстоянията до тях, че е почти невъзможно да се забележи движението им с невъоръжено око, дори след десетилетия. Движението се вижда най-добре при онези звезди, които имат високо реални скоростипрез зрителната линия на наблюдателя и в същото време все още са в относителна близост до Слънцето, така че тази скорост е поне по някакъв начин забележима, защото когато се отдалечи от стотици светлинни години, дори при напречни скорости от стотици km/s, позицията на звездата ще се променя изключително бавно. Сред звездите (с изключение на Слънцето) звездата на Барнард има най-високо собствено движение в небето - много слабо червено джудже, което въпреки разстоянието от 6 светлинни години от Слънцето не се вижда с просто око. Но въпреки това тази звезда се движи по небето с 10 дъгови секунди годишно, което е повече от 180 пъти по-малко от нейния видим диаметър пълнолуние. Не е трудно да се досетите, че приблизително толкова години са необходими на една звезда, за да се премести на фона на по-далечни звезди в небето на разстояние, равно на размера на Луната. Но това е само една звезда с толкова голямо собствено движение; за други звезди тези движения са много по-бавни.

Изследването на космоса отдавна е надхвърлило въображението:

– всяка година астронавтите излизат извън Земята;

– хората изстрелват сателити, някои от които вече са прекосили Слънчевата система;

– огромни телескопи наблюдават звездите от орбитата на нашата планета.

Кой беше първият пионер в небето? Какви невероятни теории стоят зад нашите космически постижения? Какво ни крие бъдещето? Тази книга ще ви разкаже кратко и ясно за най-много важни откритияв областта на астрономията, за хората, които са ги направили.

Бъдете в крак с научните открития - само за час!

Книга:

<<< Назад

Напред >>>

Наблюденията и измерванията на Тихо Брахе позволиха на неговия ученик, немския учен Йоханес Кеплер, да направи Следваща стъпкав развитието на астрономията.

Геоцентричен Световна система на Птолемей и хелиоцентрична система на Коперник

Изчислявайки орбитата на Марс, Кеплер открива, че това не е кръг, както смятат Коперник и други учени, а елипса. Първоначално той не разшири това заключение върху други планети, но по-късно осъзна, че не само Марс, но всички планети имат елипсоидална орбита.Така беше открит първият закон на Кеплер за движението на планетите. IN модерна формулировказвучи така: всяка планета от Слънчевата система се върти в елипса, в един от фокусите на която се намира Слънцето.

Вторият закон за движението на планетите е логично следствие от първия. Още преди формулирането на първия закон, докато наблюдавал движението на Марс, Кеплер забелязал, че планетата се движи по-бавно, колкото по-далеч е от Слънцето. Елипсовидната форма на орбитата напълно обяснява тази особеност на движението. За равни периоди от време права линия, свързваща планета със Слънцето, описва равни площи - това е вторият закон на Кеплер.

Вторият закон обяснява промяната в скоростта на планетата, но не дава никакви изчисления. Формулата за изчисляване на скоростта на въртене на планетите и колко време им отнема да обиколят Слънцето е третият закон на Кеплер.

Изследванията на Кеплер слагат край на спора между световните системи на Птолемей и Коперник. Той убедително доказа, че Слънцето, а не Земята, е в центъра на нашата система. След Кеплер в научния свят не са правени повече опити за съживяване на геоцентричната система.

Точността на трите закона за движението на планетите, открити от Кеплер, е потвърдена от множество астрономически наблюдения. Въпреки това основата и причините за тези закони остават неясни до края на 17 век. Геният на Нютон не се прояви.

Всеки знае историята за това как Нютон открива закона за всемирното привличане: една ябълка падна на главата му и Нютон разбра, че ябълката е привлечена от Земята. В разширената версия на тази легенда има и Луната, която ученият погледна, докато седеше под ябълково дърво.

След като ябълката паднала, Нютон осъзнал, че силата, която е накарала ябълката да падне, и силата, която е задържала Луната в орбитата на Земята, са от едно и също естество.

В действителност, разбира се, всичко далеч не беше толкова просто.Преди откриването на известния закон Нютон посвети много години на изучаването на механиката, законите на движението и взаимодействието между телата. Той не е първият, който предполага съществуването на гравитационни сили. Галилео Галилей говори за това, но той вярваше, че привличането към Земята действа само на нашата планета и се простира само до Луната. Кеплер, който откри законите на движението на планетите, беше сигурен, че те работят изключително в космоса и нямат връзка със земната физика. Нютон успя да съчетае тези два подхода - той беше първият, който осъзна това физични закони, предимно законът за всемирното притегляне, са универсални и приложими за всички материални тела.

Същността на закона за всемирното привличане се свежда до факта, че има привличане между абсолютно всички тела във Вселената. Силата на привличане зависи от две основни величини - масата на телата и разстоянието между тях. Колкото по-тежко е тялото, толкова по-силно привлича по-леките тела. Земята привлича Луната и я задържа в своята орбита. Луната също има известно влияние върху нашата планета (предизвиква приливи и отливи), но гравитационната сила на Земята, поради по-голямата й маса, е по-голяма.

В допълнение към закона за всемирното притегляне, Нютон формулира три закона за движението. Първият от тях се нарича закон на инерцията. Той гласи: ако върху дадено тяло не се приложи сила, то ще остане в състояние на покой или еднообразие праволинейно движение. Вторият закон въвежда концепцията за сила и ускорение и тези две величини, както доказа Нютон, зависят от масата на тялото. Колкото по-голяма е масата, толкова по-малко ще бъде ускорението за определена приложена сила. Третият закон на Нютон описва взаимодействието на два материални обекта. Най-простата му формулировка гласи: действието е равно на реакцията.

Откритията, направени от Исак Нютон, и формулите, които той изведе, дадоха на астрономията мощен инструмент, който направи възможно напредването на тази наука далеч напред. Много явления, които преди не са имали обяснение, са разкрили своята природа. Стана ясно защо планетите се въртят около Слънцето, а спътниците се въртят около планети, без да летят в открития космос: те се държат от силата на гравитацията. Скоростта на планетите остава еднаква поради закона за инерцията. Кръглата форма на небесните тела също получи своето обяснение: тя се придобива поради гравитацията, привличането към по-масивен център.

<<< Назад

Напред >>>