Desde la antigüedad, la humanidad se ha interesado por los movimientos visibles de los cuerpos celestes: el Sol, la Luna y las estrellas. Es difícil imaginar que nuestro propio sistema solar parezca demasiado grande, extendiéndose a más de 4 billones de millas del Sol. Mientras tanto, el Sol es sólo una centésima de mil millones de las otras estrellas que forman la Vía Láctea.
vía Láctea
La galaxia en sí es una enorme rueda que gira, hecha de gas, polvo y más de 200 mil millones de estrellas. Entre ellos hay billones de kilómetros de espacio vacío. El sol está anclado en las afueras de la galaxia, con forma de espiral: desde arriba, la Vía Láctea parece un enorme huracán de estrellas en rotación. Comparado con el tamaño de la galaxia, el Sistema Solar es extremadamente pequeño. Si imaginamos que la Vía Láctea tiene el tamaño de Europa, entonces el sistema solar no será más grande que una nuez.
sistema solar
El Sol y sus 9 planetas satélites están dispersos en una dirección desde el centro de la galaxia. Así como los planetas giran alrededor de sus estrellas, las estrellas también giran alrededor de las galaxias.
El Sol tardará unos 200 millones de años a una velocidad de 588.000 millas por hora en completar una revolución alrededor de este carrusel galáctico. Nuestro Sol no se diferencia de otras estrellas en nada especial, salvo que tiene un satélite, un planeta llamado Tierra, habitado por vida. Los planetas y cuerpos celestes más pequeños llamados asteroides giran alrededor del Sol en sus órbitas.
Primeras observaciones de luminarias.
El hombre observa los movimientos visibles de los cuerpos celestes y los fenómenos cósmicos desde hace al menos 10.000 años. Por primera vez aparecieron registros en las crónicas sobre cuerpos celestes en antiguo Egipto y Sumer. Los egipcios pudieron distinguir tres tipos de cuerpos en el cielo: estrellas, planetas y “estrellas con cola”. Al mismo tiempo se descubrieron cuerpos celestes: Saturno, Júpiter, Marte, Venus, Mercurio y, por supuesto, el Sol y la Luna. Los movimientos visibles de los cuerpos celestes son el movimiento de estos objetos percibidos desde la Tierra con respecto al sistema de coordenadas, independientemente de la rotación diaria. El movimiento real es su movimiento en el espacio exterior, determinado por las fuerzas que actúan sobre estos cuerpos.
Galaxias visibles
Mirando hacia el cielo nocturno, podemos ver a nuestro vecino más cercano, en forma de espiral. La Vía Láctea, a pesar de su tamaño, es sólo una de los 100 mil millones de galaxias que hay en el espacio. Sin utilizar un telescopio, se pueden ver tres galaxias y parte de la nuestra. Dos de ellas se llaman Nubes de Magallanes, Grande y Pequeña. Fueron vistos por primera vez en aguas del sur en 1519 por la expedición del explorador portugués Magallanes. Estas pequeñas galaxias orbitan alrededor vía Láctea, por lo tanto, son nuestros vecinos cósmicos más cercanos.
La tercera galaxia visible desde la Tierra, Andrómeda, se encuentra aproximadamente a 2 millones de años luz de nosotros. Esto significa que la luz de las estrellas de Andrómeda tarda millones de años en acercarse a nuestra Tierra. Así, contemplamos esta galaxia tal como era hace 2 millones de años.
Además de estas tres galaxias, durante la noche puedes ver parte de la Vía Láctea, representada por muchas estrellas. Según los antiguos griegos, este grupo de estrellas es la leche del pecho de la diosa Hera, de ahí el nombre.
Planetas visibles desde la Tierra
Los planetas son cuerpos celestes que orbitan alrededor del Sol. Cuando observamos a Venus brillando en el cielo es porque está iluminado por el Sol y refleja parte de luz de sol. venus es Estrella de la tarde o Estrella de la mañana. La gente lo llama diferente porque está en diferentes lugares por la tarde y por la mañana.
Cómo el planeta Venus gira alrededor del Sol y cambia de ubicación. A lo largo del día se producen movimientos visibles de cuerpos celestes. El sistema de coordenadas celestes no solo ayuda a comprender la ubicación de las luminarias, sino que también le permite compilar mapas estelares, navegar por el cielo nocturno a través de constelaciones y estudiar el comportamiento de los objetos celestes.
Leyes del movimiento planetario.
Combinando observaciones y teorías sobre el movimiento de los cuerpos celestes, se han deducido los patrones de nuestra galaxia. Los descubrimientos de los científicos han ayudado a descifrar los movimientos visibles de los cuerpos celestes. descubiertas estuvieron entre las primeras leyes astronómicas.
El matemático y astrónomo alemán fue el pionero en este tema. Kepler, después de estudiar la obra de Copérnico, calculó la forma más mejor forma, que explica los movimientos visibles de los cuerpos celestes: la elipse, y sacó a la luz los patrones de movimiento planetario conocidos en mundo científico como las leyes de Kepler. Dos de ellos caracterizan el movimiento del planeta en órbita. Ellos leen:
Cualquier planeta gira en una elipse. El Sol está presente en uno de sus focos.
Cada uno de ellos se mueve en un plano que pasa por el centro del Sol, mientras que en los mismos períodos el radio vector entre el Sol y el planeta delimita áreas iguales.
La tercera ley conecta los datos orbitales de los planetas dentro de un sistema.
Planetas inferiores y superiores.
Al estudiar los movimientos visibles de los cuerpos celestes, la física los divide en dos grupos: los inferiores, que incluyen a Venus, Mercurio y los superiores: Saturno, Marte, Júpiter, Neptuno, Urano y Plutón. El movimiento de estos cuerpos celestes en la esfera se produce de diferentes formas. En el proceso del movimiento observado de los planetas inferiores, experimentan un cambio de fase como la Luna. Al mover los planetas superiores, se puede notar que no cambian de fase, constantemente enfrentan a las personas con su lado positivo.
La Tierra, junto con Mercurio, Venus y Marte, pertenece al grupo de los llamados planetas interiores. Giran alrededor del Sol en órbitas internas, a diferencia de planetas principales, que giran en órbitas externas. Por ejemplo, Mercurio, que es 20 veces más pequeño en su órbita más interna.
Cometas y meteoritos
Además de los planetas, alrededor del Sol giran miles de millones de bloques de hielo compuestos de gas sólido congelado, pequeñas piedras y polvo: cometas que llenan el Sistema Solar. Los movimientos visibles de los cuerpos celestes, representados por los cometas, sólo pueden verse cuando se acercan al Sol. Entonces su cola comienza a arder y brilla en el cielo.
El más famoso de ellos es el cometa Halley. Cada 76 años abandona su órbita y se acerca al Sol. En este momento se puede observar desde la Tierra. Incluso en el cielo nocturno se pueden contemplar meteoritos en forma de estrellas voladoras: son acumulaciones de materia que se mueven por todo el Universo a una velocidad enorme. Cuando caen en el campo gravitacional de la Tierra, casi siempre se queman. Debido a la extrema velocidad y fricción con la capa de aire de la Tierra, los meteoritos se calientan y se fragmentan en pequeñas partículas. El proceso de su combustión se puede observar en el cielo nocturno en forma de una cinta luminosa.
El plan de estudios de astronomía describe los movimientos aparentes de los cuerpos celestes. El undécimo grado ya está familiarizado con los patrones según los cuales se produce el complejo movimiento de los planetas, el cambio fases lunares y las leyes de los eclipses.
II FUNDAMENTOS DE LA MECÁNICA CELESTIAL.
LECCIÓN No. 10. LEYES DEL MOVIMIENTO DE LOS CUERPOS CELESTE.
4. Leyes de Kepler.
6. Secciones cónicas.
7. Revisión de las leyes de Kepler.
1. Desarrollo de ideas sobre el sistema solar.
El primer sistema geocéntrico científico del mundo comenzó a tomar forma en las obras de Aristóteles y otros científicos. antigua Grecia. Se completó en las obras del antiguo astrónomo griego Ptolomeo. Según este sistema, la Tierra está situada en el centro del mundo, de ahí el nombre de geocéntrico. El universo está limitado por una esfera de cristal en la que se encuentran las estrellas. Los planetas, el Sol y la Luna se mueven entre la Tierra y la esfera. Los antiguos creían que el uniforme Circulación por rotondas- Este es el movimiento ideal y los cuerpos celestes se mueven exactamente de esta manera. Pero las observaciones mostraron que el Sol y la Luna se mueven de manera desigual, y para eliminar esta contradicción obvia, fue necesario suponer que se mueven en círculos, cuyos centros no coinciden ni con el centro de la Tierra ni entre sí. El movimiento circular aún más complejo de los planetas tuvo que representarse como la suma de dos círculos. movimientos uniformes. Tal sistema hizo posible calcular con suficiente precisión para las observaciones. acuerdo mutuo Planetas para el futuro. El movimiento circular de los planetas todavía es por mucho tiempo siguió siendo un misterio y encontró su explicación sólo en las enseñanzas del gran astrónomo polaco Nicolás Copérnico.
En 1543 se publicó su libro "Sobre la rotación de las esferas celestes". Esbozó un nuevo sistema heliocéntrico del mundo. Según este sistema, el Sol está en el centro del mundo. Los planetas, incluida la Tierra, giran alrededor del Sol en órbitas circulares, y la Luna gira alrededor de la Tierra y al mismo tiempo alrededor del Sol. La precisión en la determinación de las posiciones de los planetas no aumentó mucho, pero fue el sistema copernicano el que hizo posible explicar de forma sencilla el movimiento circular de los planetas. Las enseñanzas de Copérnico asestaron un golpe demoledor al sistema geocéntrico del mundo. Fue mucho más allá del alcance de la astronomía y dio un poderoso impulso al desarrollo de todas las ciencias naturales.
2. Movimiento circular de los planetas.
A simple vista podemos observar cinco planetas: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Los planetas se encuentran entre esas luminarias que no solo participan en la rotación diaria de la esfera celeste, sino que también se desplazan en relación con el fondo. constelaciones del zodiaco, mientras giran alrededor del Sol. Si sigues el movimiento anual de un planeta, marcando su posición en un mapa estelar cada semana, puedes descubrir caracteristica principal movimiento visible del planeta: el planeta describe un bucle sobre el fondo del cielo estrellado, lo que se explica por el hecho de que observamos el movimiento de los planetas no desde una Tierra estacionaria, sino desde la Tierra que gira alrededor del Sol.
3. Johannes Kepler e Isaac Newton.
Los dos más grandes científicos, muy adelantados a su tiempo, crearon una ciencia llamada mecánica celeste, es decir, descubrieron las leyes del movimiento de los cuerpos celestes bajo la influencia de la gravedad, e incluso si sus logros se limitaran a esto, todavía tendrían entró en el panteón de los grandes de este mundo. Dio la casualidad de que no se cruzaron en el tiempo. Sólo trece años después de la muerte de Kepler nació Newton. Ambos eran partidarios del sistema heliocéntrico copernicano. Después de estudiar el movimiento de Marte durante muchos años, Kepler descubrió experimentalmente tres leyes del movimiento planetario, más de cincuenta años antes de que Newton descubriera la ley de la gravitación universal. Aún no entiendo por qué los planetas se mueven como lo hacen. Fue un trabajo duro y una previsión brillante. Pero Newton utilizó las leyes de Kepler para probar su ley de gravitación. Las tres leyes de Kepler son consecuencias de la ley de la gravedad. Y Newton lo descubrió a los 23 años. En ese momento, 1664-1667, la peste asolaba Londres. El Trinity College, donde enseñaba Newton, fue disuelto indefinidamente para no empeorar la epidemia. Newton regresa a su tierra natal y en dos años hace una revolución en la ciencia, haciendo tres descubrimientos importantes: cálculo diferencial e integral, una explicación de la naturaleza de la luz y la ley de la gravitación universal. Isaac Newton fue enterrado solemnemente en la Abadía de Westminster. Sobre su tumba se levanta un monumento con un busto y el epitafio: “Aquí yace Sir Isaac Newton, el noble que, con la antorcha de las matemáticas en la mano, fue el primero en demostrar, con la antorcha de las matemáticas en la mano, el movimiento de los planetas, las trayectorias de los cometas y las mareas de los océanos... Que los mortales se regocijen de que tal adorno de la raza humana exista”.
4. Leyes de Kepler.
La principal tarea de la mecánica celeste es el estudio del movimiento de los cuerpos celestes bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales universales. A saber, el cálculo de las órbitas de planetas, cometas, asteroides, satélites artificiales de la Tierra, astronave, estrellas en sistemas binarios y múltiples. Todos los problemas en el sentido matemático son muy difíciles y, salvo raras excepciones, sólo pueden resolverse mediante métodos numéricos utilizando los ordenadores más grandes. Sin embargo, los problemas modelo en los que los cuerpos se consideran puntos materiales y la influencia de otros cuerpos puede despreciarse se pueden resolver en vista general, es decir, obtener fórmulas para las órbitas de planetas y satélites. Se considera que el problema más simple es el de dos cuerpos, cuando uno es mucho más grande que el otro y el sistema de referencia está conectado a este cuerpo más grande.
Fue por este caso que Johannes Kepler obtuvo empíricamente las tres leyes del movimiento planetario en relación con el Sol. ¿Cómo lo hizo? Kepler conocía: las coordenadas de Marte en la esfera celeste con una precisión de 2” según las observaciones de su maestro Tycho Brahe; distancias relativas de los planetas al Sol; Períodos sinódicos y siderales de revolución planetaria. Luego razonó algo como esto.
Se conoce la posición de Marte durante la oposición (ver figura). en un triangulo A B C
carta A
indica la posición de Marte, EN
- Tierra, CON
- El sol. Después de un período de tiempo igual al período sideral de revolución de Marte (687 días), el planeta volverá al punto A
, y durante este tiempo la Tierra se moverá hasta el punto EN'
. Dado que se conocen las velocidades angulares del movimiento de la Tierra durante el año (son iguales a las velocidades angulares del movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica), podemos calcular el ángulo DIA'
. Habiendo determinado las coordenadas de Marte y el Sol en el momento en que la Tierra pasa por el punto EN'
, podemos, conociendo 2 ángulos en un triángulo, usar el teorema del seno para calcular la razón del lado SV'
A C.A.
. Después de una rotación más de Marte, la Tierra llegará a la posición EN"
y será posible determinar la relación NORDESTE"
al mismo segmento C.A.
etc. De esta forma, punto por punto, se puede hacer una idea de la verdadera forma de la órbita de la Tierra, estableciendo que es una elipse con el Sol en su foco. Se puede determinar que si el tiempo de movimiento a lo largo del arco M3M4 = el tiempo de movimiento a lo largo del arco M1M2, entonces Pl. SM3M4 = Cuadrado SM1M2.
F1 y F2 son los focos de la elipse, c es la distancia focal, a es el semieje mayor de la elipse y la distancia promedio del planeta al Sol.
5. Ley de gravitación universal de Newton.
Isaac Newton pudo explicar el movimiento de los cuerpos en el espacio exterior utilizando ley de gravitación universal . Llegó a su teoría como resultado de muchos años de investigación sobre el movimiento de la Luna y los planetas. Pero se puede extraer una conclusión simplificada de la ley de la gravitación universal a partir de la tercera ley de Kepler.
Dejemos que los planetas se muevan en órbitas circulares, sus aceleraciones centrípetas son iguales: 
, Dónde t– el período de revolución del planeta alrededor del Sol, R- radio de la órbita del planeta. De la ley III de Kepler o. Por tanto, la aceleración de cualquier planeta, independientemente de su masa, es inversamente proporcional al cuadrado del radio de su órbita: 
.
Según la ley II de Newton, la fuerza F, que imparte esta aceleración al planeta, es igual a: https://pandia.ru/text/78/063/images/image010_95.gif" width="125" height="51 src=">, donde METRO– masa del sol. Porque el F = F', =https://pandia.ru/text/78/063/images/image013_78.gif" ancho="161" alto="54">, donde GRAMO= 6,67∙10–11 N∙m2/kg2 – constante gravitacional ..gif" width="109" height="51">. La fuerza gravitacional entre el Sol y el planeta es proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellos. Esta ley es válida para cualquier esférico cuerpos simétricos, y esto es aproximadamente cierto para cualquier cuerpo si la distancia entre ellos es grande en comparación con sus tamaños. La aceleración que, según la segunda ley de Newton, experimenta un cuerpo metro, ubicado a una distancia r del cuerpo METRO, igual a: https://pandia.ru/text/78/063/images/image017_68.gif" width="47" height="47">, donde es la masa de la Tierra, es la distancia a su centro .Cerca de la superficie de la Tierra, la aceleración de caída libre es igual a gramo= 9,8m/s2. El achatamiento de la Tierra y su rotación provocan una diferencia en la fuerza de gravedad en el ecuador y cerca de los polos: la aceleración de la gravedad en el punto de observación se puede calcular aproximadamente mediante la fórmula gramo = 9,78 ∙ (1 + 0,0053 pecado φ ), Dónde φ – latitud de este punto.
La gravedad se comporta inusualmente dentro de la Tierra. Si se considera que la Tierra es una esfera homogénea, la fuerza de gravedad aumenta en proporción a la distancia r al centro de la esfera.
6. Secciones cónicas.
Las secciones cónicas se forman cuando un cono circular recto corta un plano. Las secciones cónicas incluyen curvas de segundo orden: elipse , parábola Y hipérbola . Todos ellos son el lugar geométrico de los puntos, las distancias desde las cuales puntos dados (trucos) o hasta una recta dada (directriz) hay un valor constante. Por ejemplo, una elipse se define como el lugar geométrico de puntos para los cuales la suma de las distancias desde dos puntos dados (focos F1 y F2) es un valor constante e igual a la longitud del eje mayor: F1M+F2M=2a=const . El grado de alargamiento de una elipse se caracteriza por su excentricidad e.Excentricidad e = c/a. Cuando los focos coinciden con el centro e = 0, y la elipse se convierte en círculo . Eje principal A es la distancia promedio desde el foco a la elipse. El punto de la elipse más cercano al foco se llama periapsis, el más alejado se llama apocentro. La distancia del foco al periapsis es PF1 = a (1 – mi), al apocentro – F1A = a (1 + mi).
7. Revisión de las leyes de Kepler.
Entonces Kepler descubrió sus leyes empíricamente. Newton derivó las leyes de Kepler a partir de la ley de gravitación universal. Como resultado de esto, la primera y la tercera ley sufrieron cambios. La primera ley de Kepler fue generalizada y su formulación moderna es la siguiente: Las trayectorias del movimiento de los cuerpos celestes en el campo gravitacional central son secciones cónicas: una elipse, un círculo, una parábola o una hipérbola, en uno de cuyos focos está el centro de masa del sistema. La forma de la trayectoria está determinada por la energía total del cuerpo en movimiento, que consiste en energía cinética. A masa corporal metro, moviéndose a velocidad v y energía potencial Ud. cuerpo ubicado en un campo gravitacional a una distancia r de un cuerpo con masa METRO. En este caso se aplica la ley de conservación de la energía total del cuerpo. mi=k +Ud. = constante; k =mv2 /2, Ud.=- GMmm/ r.
La ley de conservación de la energía se puede reescribir como: (2).
Constante h llamado energía constante
. Es directamente proporcional a la energía mecánica total del cuerpo. mi y depende sólo del vector de radio inicial r0 y velocidad inicial v 0. En h < 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 finito
, es decir, cerrado. Para h= 0, con un aumento ilimitado en el radio vector del cuerpo, su velocidad disminuye a cero; este es un movimiento parabólico. Este tipo de movimiento infinitamente
, ilimitado en el espacio. En h> 0 la energía cinética del cuerpo es suficientemente grande y, a una distancia infinita del centro de atracción, el cuerpo tendrá una velocidad de alejamiento distinta de cero: esto es un movimiento a lo largo de una hipérbola. Por tanto, podemos decir que el cuerpo se mueve con respecto al centro de atracción sólo a lo largo de órbitas que son secciones cónicas. Como se desprende de la fórmula (2), la aproximación de un cuerpo al centro de atracción siempre debe ir acompañada de un aumento de la velocidad orbital del cuerpo y su alejamiento de una disminución, de acuerdo con la segunda ley de Kepler. La segunda ley de Kepler no ha sido revisada, pero la tercera ha sido refinada y dice así: relación del cubo del semieje mayor. órbita planetaria al cuadrado del período de revolución del planeta alrededor del Sol es igual a la suma de las masas del Sol y del planeta, g
Delaware (3)
METRO
q
Y metro
masas del Sol y del planeta, respectivamente; A
Y t
– semieje mayor y período de revolución del planeta. A diferencia de las dos primeras, la tercera ley de Kepler se aplica sólo a órbitas elípticas.
De forma generalizada, esta ley suele formularse ( 4)
así: El producto de las sumas de las masas de los cuerpos celestes y sus satélites con los cuadrados de sus períodos siderales de revolución se relacionan como los cubos de los semiejes mayores de sus órbitas, donde METRO 1 y METRO 2 - masas de cuerpos celestes, metro 1 y metro 2 - respectivamente, las masas de sus satélites, A 1 y A 2 - semiejes mayores de sus órbitas, t 1 y t 2 - períodos de circulación siderales. Es necesario entender que la ley de Kepler relaciona las características del movimiento de los componentes de cualquier Sistemas espaciales arbitrarios e independientes.
Esta fórmula puede incluir simultáneamente a Marte con un satélite, la Tierra con la Luna o el Sol con Júpiter.
Si aplicamos esta ley a los planetas del sistema solar y despreciamos las masas de los planetas M1 y M 2 en comparación con la masa del Sol M☼ (es decir, METRO 1 << METRO☼, METRO 2 << METRO☼), entonces obtenemos la formulación de la tercera ley dada por el propio Kepler.
8. Determinación de las masas de los cuerpos celestes.
https://pandia.ru/text/78/063/images/image026_47.gif" width="157" height="53 src=">. Sustituyendo aquí los valores de los semiejes mayores de la Tierra y la Luna y sus períodos de revolución, obtenemos que METRO U=3,3·10-6 METRO☼. Bueno, la masa absoluta del Sol es bastante fácil de calcular. Usando directamente la fórmula (3), para el par Sol-Tierra, descartando la masa de la Tierra debido a su pequeñez en comparación con la masa del Sol, obtenemos para METRO☼=2·1030kg.
La tercera ley de Kepler nos permite calcular no sólo la masa del Sol, sino también la masa de otras estrellas. Es cierto que esto sólo se puede hacer en el caso de sistemas binarios; de esta forma no se puede determinar la masa de estrellas individuales. Midiendo las posiciones relativas de las estrellas dobles durante un largo período de tiempo, a menudo es posible determinar su período orbital. t y descubre la forma de sus órbitas. Si se conocen la distancia R a la estrella binaria y las dimensiones angulares máximas αmax y mínima αmin de la órbita, entonces se puede determinar el semieje mayor de la órbita. un = R (α máximo+ α mín.)/2 , luego usando la ecuación (3) podemos calcular la masa total de la estrella binaria. Si, a partir de observaciones, determinamos la distancia de las estrellas al centro de masa x1 Y x2, o más bien la actitud x1/x2, que permanece constante, entonces aparece la segunda ecuación X 1 / X 2 = metro 2 / metro 1 , permitiendo determinar la masa de cada estrella por separado.
DZ § 8,9, 10. Problemas 7,8 p.47.
Preguntas rápidas de la encuesta
1. ¿Cómo se llama el punto de la órbita del planeta más cercano al Sol?:
2. ¿Cómo se llama el punto más distante de la órbita de la Luna?
3. ¿Cómo cambia la velocidad de movimiento de un cometa cuando pasa del perihelio al afelio?
5. ¿Cómo depende el período sinódico de los planetas exteriores de la distancia al Sol?
6. ¿Por qué intentan construir cosmódromos más cerca del ecuador?
7. ¿Cómo cambia el campo gravitacional dentro de la Tierra?
8. Formule las leyes de Kepler.
9. ¿Cuál es el radio promedio de la órbita del planeta?
Tema 3. Sistema solar y movimiento de los cuerpos celestes.
§1. sistema solar
El Sistema Solar incluye el Sol, 9 planetas grandes con sus 34 satélites, más de 100.000 planetas pequeños (asteroides), alrededor de 1.011 cometas, así como innumerables pequeños cuerpos llamados meteóricos (desde 100 m de diámetro hasta partículas de polvo insignificantes). .
El Sol ocupa una posición central en el Sistema Solar. Su masa es 750 veces mayor que la masa de todos los demás cuerpos incluidos en este sistema. La extensión gravitacional del Sol es la principal fuerza que determina el movimiento de todos los cuerpos del Sistema Solar que orbitan a su alrededor. La distancia media entre el Sol y el planeta Plutón, el más lejano, es de 6 mil millones de kilómetros, una distancia muy pequeña en comparación con las distancias a las estrellas más cercanas.
Todos los planetas principales (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón) giran alrededor del Sol en la misma dirección (en la dirección de la rotación axial del propio Sol), en órbitas casi circulares. El plano principal de la órbita terrestre, la eclíptica, se toma como plano principal al calcular las inclinaciones de las órbitas de los planetas y otros cuerpos que giran alrededor del Sol.
Gracias a la forma casi circular de las órbitas planetarias y a los grandes espacios entre ellas, se excluye la posibilidad de encuentros cercanos entre planetas. Esto asegura la existencia a largo plazo del sistema planetario.
Los planetas también giran alrededor de su eje, y en todos los planetas, excepto Venus y Urano, la rotación se produce hacia adelante, es decir, en la misma dirección que su revolución alrededor del Sol. La rotación extremadamente lenta de Venus se produce en la dirección opuesta y Urano gira como si estuviera de lado.
La mayoría de los satélites orbitan sus planetas en la misma dirección que la rotación axial del planeta. Las órbitas de estos satélites suelen ser circulares y se encuentran cerca del plano del ecuador del planeta, formando una apariencia reducida de un sistema planetario. Tal es, por ejemplo, el sistema de satélites de Urano y Júpiter. Los satélites ubicados lejos del planeta tienen movimientos inversos.
Saturno, Júpiter y Urano, además de satélites individuales de tamaño notable, tienen muchos satélites pequeños, como si se fusionaran en anillos continuos. Estos satélites se mueven en órbitas tan cercanas al planeta que su fuerza de marea les impide combinarse en un solo cuerpo.
La gran mayoría de las órbitas de los planetas menores conocidos actualmente se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter. Todos los planetas menores orbitan alrededor del Sol en la misma dirección que los planetas mayores, pero sus órbitas suelen ser alargadas e inclinadas con respecto al plano de la eclíptica.
Los cometas se mueven principalmente en órbitas cercanas a las parabólicas. Algunos cometas tienen órbitas alargadas de tamaños relativamente pequeños. En estos cometas, llamados periódicos, predominan los movimientos directos, es decir, los movimientos en el sentido de la rotación de los planetas.
Los planetas se dividen en dos grupos, que se diferencian en masa, composición química, velocidad de rotación y número de satélites. Los cuatro planetas más cercanos al Sol son planetas terrestres , consisten en sustancia rocosa densa y metales. Planetas gigantes - Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno son mucho más masivos, están compuestos principalmente por sustancias ligeras y, por tanto, a pesar de la enorme presión en sus profundidades, tienen baja densidad. Para Júpiter y Saturno, la mayor parte de su masa es hidrógeno y helio. Para Urano y Neptuno, el hielo y las sustancias rocosas constituyen la mayor parte de su masa.
El interior de los planetas y de algunos satélites grandes (por ejemplo, la Luna) se encuentra en un estado caliente.
Venus, la Tierra y Marte tienen atmósferas formadas por gases liberados desde sus profundidades. Las atmósferas de los planetas gigantes son una continuación directa de sus interiores: estos planetas no tienen una superficie sólida o líquida. Cuando se sumergen en su interior, los gases atmosféricos se transforman gradualmente en un estado condensado.
Los núcleos de los cometas son similares en composición química a los planetas gigantes: están formados por hielo de agua y hielo de diversos gases con una mezcla de sustancias rocosas. Casi todos los planetas pequeños en su composición pertenecen a los planetas rocosos del grupo terrestre.
Los restos de pequeños planetas que se forman cuando chocan entre sí a veces caen a la Tierra en forma de meteoritos. Las mediciones de la edad de los meteoritos han demostrado que ellos, y por tanto todo el sistema solar, existen desde hace unos 5 mil millones de años.
Las características dinámicas y físicas de la estructura del Sistema Solar indican que los planetas se formaron a partir de gas y polvo que alguna vez formaron una nube planetaria alrededor del Sol. Los planetas terrestres se formaron como resultado de la acumulación de partículas sólidas rocosas, y en el caso de los planetas gigantes, la formación comenzó con la acumulación de partículas de hielo rocoso y luego se complementó con la adición de gases (principalmente hidrógeno y helio).
§2. las leyes de kepler
Al estudiar los resultados de muchos años de observaciones del planeta Marte por parte del astrónomo danés T. Brahe, el científico alemán Johannes Kepler descubrió que la órbita de Marte no es un círculo, sino que tiene una forma de elipse alargada. La elipse tiene dos de esos puntos F1 y F2 (Fig.1), la suma de las distancias ( r1 Y r2 ) desde cualquier punto B de la elipse es un valor constante.
https://pandia.ru/text/78/111/images/image002_190.gif" ancho="77 altura=57" altura="57">
La recta que une cualquier punto de la elipse con uno de sus focos se llama vector de radio este punto.
Kepler estudió los movimientos de todos los planetas conocidos en aquella época y dedujo 3 leyes del movimiento planetario:
En primer lugar, las órbitas de todos los planetas (no solo de Marte) son elipses con un foco común en el que se encuentra el Sol. El grado de alargamiento de las órbitas de diferentes planetas es diferente. La excentricidad de la Tierra es muy pequeña y la órbita de la Tierra se diferencia poco de un círculo. Las órbitas más alargadas son las de Mercurio y Plutón.
En segundo lugar, cada planeta se mueve en su órbita de tal manera que su radio vector describe en intervalos de tiempo iguales áreas iguales(las áreas de los sectores A1A2F y B1B2F son iguales). Esto significa que cuanto más cerca esté un planeta del Sol, mayor será su velocidad orbital.
Astronomy" href="/text/category/astronomiya/" rel="bookmark">unidad astronómica), luego, determinando a partir de observaciones el período de revolución de un planeta en años ( t), es fácil obtener el valor del semieje mayor de este planeta (α) usando la fórmula:
Por ejemplo, t Marte = 1,88 años, entonces según la fórmula α órbita de Marte = 1,52 a. mi.
Por tanto, Marte está casi una vez y media más lejos del Sol que la Tierra.
Las leyes del movimiento planetario establecidas por Kepler muestran una vez más claramente que el mundo de los planetas es un sistema armonioso gobernado por una sola fuerza, cuya fuente es el Sol.
§3. Configuraciones
Las configuraciones son las posiciones características de los planetas del Sistema Solar en sus órbitas con relación al sol y la Tierra.
Son diferentes para los planetas inferiores (interiores), que están más cerca del Sol que la Tierra (Mercurio, Venus) y para los planetas superiores (exteriores), cuyas órbitas se encuentran más allá de la órbita de la Tierra (el resto de los planetas ).
El momento en el que el planeta inferior cruza la línea recta que conecta los centros del Sol y la Tierra se llama conexión inferior . Cerca de la conjunción inferior, el planeta es visible como una media luna estrecha. Directamente en el momento de la conjunción inferior, el planeta no es visible, ya que está frente a la Tierra con su hemisferio no iluminado por el Sol. Sin embargo, en este momento puede ocurrir el fenómeno de un planeta que pasa a través del disco solar, cuando los planetas (Venus o Mercurio) se pueden observar como un círculo negro que se mueve a lo largo del disco solar.
Continuando moviéndose en órbita, el planeta inferior para un observador terrestre alcanza una cierta distancia angular máxima del Sol, después de lo cual comienza a acercarse a él nuevamente. La posición del mayor desplazamiento angular se llama alargamiento . Mercurio en elongación está a unos 28°, Venus está a unos 48° del Sol. hay elongaciones oriental, cuando el planeta se observa por la tarde después de la puesta del sol, y occidental cuando sea visible por la mañana, antes del amanecer.
El momento en que el planeta inferior pasa directamente detrás del Sol se llama conexión superior . Cerca de la conjunción superior, el planeta se observa como un disco completo.
Para los planetas superiores, se distinguen momentos. confrontación , Cuadraturas y conexiones occidentales y orientales. . En oposición, el planeta superior es visible en el lado del cielo opuesto al Sol, mientras que la distancia entre él y la Tierra es la más pequeña. Este período es el más favorable para las observaciones astronómicas de su superficie. en cuadraturas, el ángulo entre las direcciones hacia el planeta y el sol es de 90°. En conjunto, el planeta superior, al igual que el inferior, va detrás del disco del Sol y se pierde en sus rayos. Durante este período, la distancia de la Tierra al planeta es mayor.
La Luna, en su revolución alrededor de la Tierra, aparece o entre el Sol y la Tierra, como el planeta inferior, o más alejada del Sol, como el planeta superior. Por lo tanto, en relación con la Luna, los astrónomos suelen utilizar una terminología especial, aunque en esencia el momento de la luna nueva es similar a la conjunción inferior, el momento de la luna llena es análogo a la oposición.
§4. Elementos de las órbitas planetarias.
La orientación de la órbita en el espacio, su tamaño y forma, así como la posición del cuerpo celeste en órbita están determinadas por 6 cantidades llamadas elementos orbitales .
Algunos puntos característicos de las órbitas de los cuerpos celestes tienen nombres propios: perihelio – el punto de la órbita de un cuerpo celeste que gira alrededor del Sol más cercano al Sol; afelio – el punto de la órbita elíptica más alejado del Sol.
Si se considera el movimiento de un cuerpo con respecto a la Tierra, entonces el punto de la órbita más cercano a la Tierra se llama perigeo , y el más lejano es clímax .
En mas tareas comunes, cuando el centro de atracción puede significar diferentes cuerpos celestes, se utilizan los nombres: periapsis – el punto más cercano al centro de la órbita; apocentro – el punto más alejado del centro de la órbita.
Elementos orbitales– 6 cantidades que determinan la forma y dimensiones de la órbita de un cuerpo celeste ( una, mi), su posición en el espacio ( i, Ω , ω ), así como la posición del propio cuerpo celeste en órbita:
1) Se determinan la forma y dimensiones de la órbita. semieje mayor de la órbita (a = OP) y excentricidad orbital mi .
https://pandia.ru/text/78/111/images/image007_87.gif" align="left" width="257" height="113 src=">Para una órbita elíptica, el valor mi se encuentra dentro de 0 ≤ e< 1.
En mi= 0 la órbita tiene forma de círculo; cuanto más cerca mi a la unidad, más alargada es la órbita. Cuando e = 1, la órbita ya no está cerrada y tiene forma de parábola; para e > 1 la órbita es hiperbólica.
2) La orientación de la órbita en el espacio se determina con respecto a un determinado plano, tomado como principal. Para planetas, cometas y otros cuerpos del Sistema Solar, dicho avión sirve plano de la eclíptica. La posición del plano orbital está especificada por dos elementos orbitales: longitud del nodo ascendenteΩ Y inclinación orbitali.
Longitud del nodo ascendente Ω - este es el ángulo en el Sol entre la línea de intersección de los planos orbital y de la eclíptica y la dirección al punto de Aries. El ángulo se mide a lo largo de la eclíptica desde el punto del equinoccio de primavera en el sentido de las agujas del reloj hasta el nodo ascendente de la órbita Ω, es decir, el punto en el que el cuerpo cruza la eclíptica, moviéndose del hemisferio sur al norte. El punto opuesto se llama nodo descendente , y la línea que conecta los nodos es línea de nodos .
0° ≤ Ω ≤ 360°
q
– plano de la órbita del planeta
PAG – plano de la eclíptica
3) Posición de la órbita en el avión. q determinado por el argumento del perihelio ω , que es la distancia angular del perihelio orbital al nodo ascendente ω = Ω PAG.
4) Como sexto elemento que determina la posición de un cuerpo celeste en órbita en un momento determinado, utilice Momento de paso por el perihelio. .
El ángulo que forma el Sol, medido desde la dirección del perihelio hasta la dirección del cuerpo, se llama verdadera anomalía ν . La verdadera anomalía cuando un cuerpo se mueve a lo largo de su órbita cambia de manera desigual: de acuerdo con la segunda ley de Kepler, el cuerpo se mueve más rápido cerca del perihelio PAG y más lento en el afelio A. La verdadera anomalía se calcula mediante fórmulas a través de la anomalía promedio.
§5. El concepto de movimiento perturbado.
Los planetas en su movimiento se sienten atraídos no sólo por el Sol, sino también entre sí. En los cúmulos estelares, cada estrella es atraída por todas las demás. El movimiento de los satélites terrestres artificiales está influenciado por las fuerzas provocadas por la forma no esférica de la Tierra y la resistencia de la atmósfera terrestre, así como por la atracción de la Luna y el Sol. Estas fuerzas adicionales se llaman perturbador , y los efectos que provocan en el movimiento de los cuerpos celestes son disturbios . Debido a las perturbaciones, las órbitas de los cuerpos celestes cambian continuamente y lentamente.
El estudio del movimiento de los cuerpos celestes teniendo en cuenta las fuerzas perturbadoras se lleva a cabo mediante una ciencia especial: la mecánica celeste.
Los métodos desarrollados en mecánica celeste permiten determinar con mucha precisión la posición de cualquier cuerpo en el Sistema Solar con muchos años de antelación. Se utilizan métodos computacionales más complejos para estudiar el movimiento de cuerpos celestes artificiales.
§6. Movimiento diario aparente de luminarias.
Durante el día, cada estrella realiza una revolución completa a lo largo de su paralelo diario. En la Fig. se representa el paralelo diario de la estrella σ .
https://pandia.ru/text/78/111/images/image011_62.gif" align="left" width="252" height="132 src=">a) En el ecuador se encuentran los polos del mundo en el horizonte y coinciden con los puntos del norte y del sur. Los paralelos diarios de las estrellas en este caso están en planos verticales.
b) En el polo norte, el eje del mundo está dirigido verticalmente hacia arriba, es decir, el polo norte celeste PAG coincide con el cenit z. Las trayectorias diarias de todas las estrellas se encuentran en planos paralelos al horizonte.
La posición del meridiano se vuelve incierta. Cualquier dirección desde este punto de la superficie terrestre será el sur.
§7. Elongación de estrellas
Azimut" href="/text/category/azimut/" rel="bookmark">el azimut durante el movimiento a lo largo del paralelo diario fluctúa dentro de ±A desde el punto norte, con |A| ≤ 90°.
Alargamiento llaman a la posición de las estrellas cuando su acimut toma valores extremos. Dependiendo de en qué lado de la esfera celeste se encuentren, se distinguen los alargamientos orientales y occidentales. En la Fig. la estrella 1 tiene elongación este mi E y alargamiento occidental mi W. La estrella no tiene 2 alargamientos.
§8. Efemérides
Las efemérides son tablas que contienen información sobre la posición de los cuerpos celestes en el cielo, la velocidad de su movimiento, magnitudes estelares y otros datos necesarios para las observaciones astronómicas. Las efemérides se compilan para tiempos futuros en función de los resultados de observaciones realizadas anteriormente.
Al calcular las efemérides se utilizan las teorías del movimiento de los cuerpos celestes y las leyes de cambios en su brillo.
Dependiendo de la precisión de los materiales utilizados, las efemérides se calculan hacia adelante para diferentes periodos tiempo. Así, las efemérides de planetas menores, que contienen sus coordenadas celestes, se compilan con un año o más de antelación. Las efemérides de los satélites terrestres artificiales, cuyos movimientos están influenciados por ciertas fuerzas que no se pueden explicar con precisión (por ejemplo, la resistencia de la atmósfera, cuya densidad cambia constantemente), se pueden compilar con la precisión necesaria en solo 1 a 2 meses. por adelantado.
Las efemérides también pueden contener ángulos de montaje del telescopio, fases lunares y otra información que ayude a realizar observaciones de forma racional. Por ejemplo, las observaciones de la Estrella Polar se pueden realizar no solo de noche, sino también durante el día; Para hacer esto, es necesario compilar de antemano una tabla especial de coordenadas horizontales aproximadas (efemérides de trabajo): azimut. A y alturas h Polar. Orientando el dispositivo según sus valores, podrá encontrar la imagen de la Estrella Polar en el campo de visión de la tubería.
Recopilación de las efemérides de Polyarnaya (es decir, el procedimiento para calcular las coordenadas horizontales aproximadas: altura h y acimut a en los momentos esperados de observación):
de AE elige φ ; hora sidérea local s encontrado por tiempo de maternidad D .
La altura del polo celeste es igual a la latitud. h pag = φ
De un triangulo zσk lados zk Y zσ pueden, con alguna suposición, considerarse iguales entre sí: 90°-φ-χ = 90°- h ,
dónde φ+χ = h .
En las tablas astronómicas el valor χ generalmente denotado por ƒ , Entonces h = φ+ƒ
Por lo tanto, para determinar h Polar, el valor requerido es ƒ hora sidérea local s y agregarlo a φ .
El acimut polar a se toma de las mismas tablas mediante argumentos. s Y φ . A continuación, se calcula la efeméride de trabajo de Polyarnaya en un momento determinado de observación con un intervalo determinado (por ejemplo, 30 m).
Tema 4. Rotación de la Tierra y la Luna. Factores que provocan cambios en las coordenadas de las estrellas.
§1. Características del movimiento orbital y de rotación de la Tierra.
La Tierra es uno de los planetas del sistema solar. Como otros planetas, se mueve alrededor del Sol en una órbita elíptica, cuyo semieje mayor (es decir, la distancia promedio entre los centros de la Tierra y el Sol) se adopta en astronomía como unidad de longitud (au) para medir la distancias entre cuerpos celestes dentro sistema solar. La distancia de la Tierra al Sol en diferentes puntos de la órbita no es la misma; en el perihelio (3 de enero) es aproximadamente 2,5 millones de kilómetros menos, y en el afelio (3 de julio) es la misma distancia mayor que la distancia promedio. , que son 149,6 millones de km.
A medida que nuestro planeta se mueve en su órbita alrededor del Sol, el plano del ecuador de la Tierra (inclinado con respecto al plano de la órbita en un ángulo de 23°27') se mueve paralelo a sí mismo de tal manera que en algunas partes de la órbita el El globo está inclinado hacia el Sol con su hemisferio norte y, en otros, con su hemisferio sur.
La rotación diaria del globo se produce con un ritmo casi constante. velocidad angular con un período de 23h56m04.1s, es decir, durante un día sidéreo. El eje de rotación diaria de la Tierra se dirige con su extremo norte aproximadamente hacia la estrella. alfa Osa Menor , por lo que se llama Estrella Polar.
§2. Movimiento de los polos terrestres.
El eje de rotación de la Tierra no ocupa una posición constante en el cuerpo de la Tierra, que parece balancearse sobre su eje, por lo que los polos terrestres describen una curva compleja en la superficie terrestre, sin alejarse de un cierta posición promedio en más de 0,3-0,4”. Debido al desplazamiento del polo sobre la superficie de la Tierra, las coordenadas geográficas de los puntos ubicados en la superficie de la Tierra (latitud y longitud) deben cambiar.
Una de las características de la Tierra es su campo magnético, gracias al cual podemos utilizar una brújula. El polo magnético de la Tierra, hacia el que se siente atraído el extremo norte de la aguja de la brújula, no coincide con el polo norte geográfico, sino que está situado en un punto con coordenadas ≈ 76° N. w. y 101°O. d) El polo magnético, ubicado en el hemisferio sur de la Tierra, tiene coordenadas 66° sur. w. y 140° E. D. (en la Antártida).
§3. movimiento de la luna
La Luna es el cuerpo celeste más cercano a la Tierra, Satélite natural de nuestro planeta. Orbita la Tierra a una distancia de unos 400 mil km. El diámetro de la Luna es sólo 4 veces menor que el de la Tierra, es igual a 3476 km. A diferencia de la Tierra, que está comprimida en los polos, la Luna tiene una forma mucho más parecida a la de una esfera regular.
Vista desde el Polo Norte, la Luna, como todos los planetas y satélites del Sistema Solar, orbita la Tierra en sentido antihorario. Se necesitan 27,3 días para completar una revolución alrededor de la Tierra. El tiempo de una revolución de la Luna alrededor de la Tierra es exactamente igual al tiempo de una revolución alrededor de su eje. Por lo tanto, la Luna está constantemente orientada hacia la Tierra desde el mismo lado. Se supone que en primeros periodos Durante su historia, la Luna giró alrededor de su eje algo más rápido y, por tanto, giró hacia la Tierra en diferentes partes su superficie. Pero debido a la proximidad de la enorme Tierra, surgieron importantes maremotos en el cuerpo sólido de la Luna. Actuaron sobre la Luna que gira rápidamente. El proceso de desaceleración de la Luna continuó hasta que estuvo constantemente girada hacia la Tierra con un solo lado. Aquí es donde surgen los conceptos de visible y reverso Lunas. En total, desde la Tierra se puede ver el 59% de la superficie lunar.
§4. Precesión y nutación
Cuando la peonza gira, su eje prácticamente nunca está estacionario. Bajo la influencia de la gravedad, de acuerdo con las leyes. movimiento rotacional, el eje de la peonza se mueve, describiendo una superficie cónica. La tierra es una gran carpa. Y su eje de rotación, bajo la influencia de la fuerza gravitacional de la Luna y el Sol sobre el exceso ecuatorial (el ecuador parece tener más materia que los polos debido al achatamiento de la Tierra), también gira lentamente.
El eje de rotación de la Tierra describe un cono con un ángulo de 23,5° cerca del eje de la eclíptica, como resultado de lo cual el polo celeste se mueve alrededor del polo de la eclíptica en un pequeño círculo, realizando una revolución en aproximadamente 26.000 años. este movimiento se llama precesión .
La consecuencia de la precesión es un desplazamiento gradual del punto del equinoccio de primavera hacia el movimiento aparente del Sol de 50,3 pulgadas por año. Por esta razón, el Sol entra anualmente en el equinoccio de primavera 20 minutos antes de realizar una revolución completa en el cielo.
Cambiar la posición del ecuador celeste y del polo celeste, así como mover el punto de Aries, provoca un cambio en las coordenadas celestes ecuatoriales y de la eclíptica. Por lo tanto, al dar las coordenadas de los cuerpos celestes en catálogos o representarlos en mapas, es necesario indicar la "época", es decir, el momento en el que se tomaron las posiciones del ecuador y el punto de Aries al determinar el sistema de coordenadas.
En gran medida, la precesión se produce bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales de la Luna. Las fuerzas que provocan la precesión, debido a los cambios en la posición del Sol y la Luna con respecto a la Tierra, cambian constantemente. Por tanto, junto con el movimiento del eje de rotación de la Tierra a lo largo del cono, se observan sus pequeñas vibraciones, llamadas inclinación . Bajo la influencia de la precesión y la nutación, el polo celeste describe una compleja curva ondulatoria entre las estrellas.
La tasa de cambio en las coordenadas de las estrellas debido a la precesión depende de la posición de las estrellas en la esfera celeste. Las declinaciones de las diferentes estrellas varían a lo largo del año de +20” a -20” dependiendo de su ascensión recta. Las ascensiones rectas cambian de forma más compleja debido a la precesión, y sus correcciones dependen tanto de las ascensiones rectas como de las declinaciones de las estrellas. Las tablas de precesión se publican en anuarios astronómicos.
La precesión y la nutación solo cambian la orientación del eje de rotación de la Tierra en el espacio y no afectan la posición de este eje en el cuerpo de la Tierra. Por lo tanto, ni la latitud ni la longitud de los lugares de la superficie terrestre cambian debido a la precesión y la nutación, y estos fenómenos no afectan el clima.
§5. Aberración de la luz
La aberración lumínica es la aparente desviación de los cuerpos celestes de su verdadera posición en el firmamento, provocada por el movimiento relativo del cuerpo celeste y el observador.
El fenómeno de la aberración se puede comparar con lo que experimenta una persona bajo la lluvia torrencial. Un hombre parado bajo la lluvia sostiene su paraguas sobre su cabeza. Pero cuando camina, se ve obligado, si quiere permanecer seco, a inclinar el paraguas hacia adelante, y cuanto más rápido camina, más tiene que inclinar el paraguas. Y aunque las gotas de lluvia siguen cayendo hacia abajo, a la persona le parece que provienen del punto hacia el que inclinó el paraguas.
De manera similar, para un observador en movimiento, la luz de un cuerpo celeste parece provenir no del punto en el que se encuentra el cuerpo, sino de otro punto, desplazado con respecto al primero en la dirección del movimiento del observador. Sea alguna estrella en el polo de la eclíptica. Su luz incide sobre la Tierra perpendicular a la dirección de la velocidad de la Tierra que se mueve en su órbita. Sin embargo, un astrónomo que apunte su telescopio al polo de la eclíptica no verá la estrella en el centro del campo de visión: un rayo de luz que entre en la lente de dicho telescopio necesita tiempo para atravesar todo su tubo, y durante este En ese momento el tubo se moverá junto con la Tierra y la imagen de la estrella no caerá en el centro del campo de visión.
Por lo tanto, para observar el cuerpo celeste en el centro del campo de visión, el telescopio debe estar inclinado en un cierto ángulo hacia adelante según el movimiento del observador.
§5. Paralaje
Al viajar en tren, los pilares que se encuentran a lo largo de los rieles parpadean fuera de la ventana. Los edificios situados a unas decenas de metros de distancia retroceden más lentamente. ferrocarril. Y muy lentamente, a regañadientes, las casas y arboledas, ubicadas en algún lugar cerca del horizonte, se quedan atrás del tren. La velocidad a la que cambia la dirección de un objeto cuando el observador se mueve, menor cuanto más lejos está el objeto del observador. Y de esto se deduce que la magnitud del desplazamiento angular del objeto, que se llama desplazamiento paraláctico o simplemente paralaje , puedes caracterizar la distancia a un objeto.
Es imposible detectar el desplazamiento paraláctico de una estrella moviéndose a lo largo de la superficie terrestre: las estrellas están demasiado lejos y los paralajes durante tales movimientos están mucho más allá de la posibilidad de medirlos.
https://pandia.ru/text/78/111/images/image015_43.gif" align="left" width="240" height="192">
En este caso, el paralaje se calcula para un observador imaginario que se mueve desde el centro de la Tierra hasta el punto del ecuador en el que la estrella se encuentra en el horizonte.
El movimiento diario del Sol (así como de otros cuerpos celestes) a través del cielo es consecuencia de la rotación de la Tierra alrededor de su eje, que se dirige de oeste a este y, en consecuencia, el movimiento aparente del Sol se produce desde de este a oeste. Sin embargo, debido a la presencia de una pendiente eje de la tierra Al plano orbital alrededor del Sol, los puntos de salida y puesta del sol cuando la Tierra gira alrededor del Sol cambian constantemente y, como resultado, la salida y puesta del sol en el este/oeste ocurre sólo cerca de los equinoccios, que caen al comienzo del 20 de marzo y septiembre. En verano, el hemisferio norte de la Tierra mira al Sol, respectivamente, en latitudes medias el punto de salida del sol se desplaza hacia el noreste y el punto de puesta del sol hacia el noroeste, y en invierno, la Tierra expone el hemisferio sur al Sol y al Sol. el amanecer ocurre en el sureste y el atardecer en el suroeste.
La trayectoria anual del Sol en relación con las estrellas está asociada con la revolución de la Tierra alrededor del Sol. Por supuesto, debido al hecho de que las estrellas son invisibles durante el día, es difícil seguir este movimiento del Sol, aunque durante el día, debido a este movimiento, el Sol se mueve contra el fondo de las estrellas un grado entero. (es decir, por dos de sus tamaños visibles). Sin embargo, la presencia de este movimiento está indicada por la apariencia del cielo estrellado que cambia con las estaciones, y específicamente por las constelaciones observadas. Por ejemplo, la constelación de Orión se puede observar en el cielo oscuro desde otoño hasta mediados de primavera, pero durante el resto del año el Sol está demasiado cerca de esta constelación (aunque no la atraviesa directamente), y durante el día. Que en el cielo se puedan ver a simple vista las estrellas que forman esta constelación no parece posible. El Sol, cuando se observa desde la Tierra durante todo el año, se mueve a través del cielo a lo largo de una línea llamada eclíptica, que indica el plano de la órbita de la Tierra (más definición precisa− plano de la órbita del centro de masa del sistema Tierra-Luna) y pasa por 13 constelaciones (Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Escorpio, Ofiuco, Sagitario, Capricornio, Acuario y Piscis). Dado que la Tierra gira alrededor del Sol en una órbita elíptica, la velocidad orbital es un valor variable, lo que naturalmente afecta el movimiento aparente del Sol a lo largo de la eclíptica. El movimiento aparente también es desigual: el Sol pasa la mitad de la eclíptica más lentamente (cuando la Tierra está más alejada de la luminaria) y la segunda, más rápido, por lo que en el hemisferio norte la primavera y el verano son algo más largos. que el otoño y el invierno. Cuando es verano en el hemisferio norte, la Tierra está más alejada del Sol y se mueve más lentamente en su órbita, y cuando es invierno, está más cerca y se mueve más rápido (en el hemisferio sur sigue siendo al revés).
Movimiento aparente de la luna.
El plano de la órbita lunar tiene una inclinación de 5 grados con respecto al plano de la órbita terrestre alrededor del Sol, por lo que el movimiento aparente de la Luna con respecto a las estrellas pasa cerca de la línea de la eclíptica. Pero la velocidad de este movimiento es mucho mayor que la del Sol. Si el Sol se mueve en relación con las estrellas a través del cielo una cantidad igual a su diámetro aparente en medio día terrestre, entonces la Luna cubre la misma distancia en aproximadamente 1 hora, y dado que la Luna se puede observar en el cielo oscuro, No es difícil seguir este desplazamiento en el contexto de las estrellas. La Luna se mueve en su órbita en la misma dirección en que la Tierra gira alrededor de su eje (en el sentido contrario a las agujas del reloj cuando se ve desde el polo norte), por lo que el movimiento aparente de la Luna contra el fondo de estrellas se producirá de oeste a este. Debido a la elipticidad aún mayor de la órbita lunar que la de la Tierra, el movimiento aparente de la Luna será más desigual. La Luna viaja en relación con las estrellas (y alrededor de la Tierra) en 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos. Durante la luna nueva, la Luna está en la misma dirección en el cielo que el Sol (es decir, entre la Tierra y el Sol) y, por lo tanto, mira hacia el lado oscuro. Sin embargo, alejándose gradualmente de la estrella hacia el este, el borde del disco lunar iluminado por el Sol comienza a crecer, y así sucesivamente hasta la luna llena. La Luna llena sale por el cielo oriental y sigue aproximadamente la trayectoria diaria del Sol hace seis meses. Así, en el hemisferio norte, en los meses de verano, cuando el Sol sale por el noreste, sale alto y se pone por el noroeste, la Luna, a su vez, sale por el sureste, no sale muy por encima del horizonte y se pone en el Sur por la mañana Oeste (como el Sol durante el día en el hemisferio norte en invierno). La presencia de intersecciones de los planos de las órbitas lunar y terrestre nos brinda la oportunidad de observar fenómenos como los eclipses solares y lunares. Sin embargo, ocurren sólo si se cumplen simultáneamente las siguientes condiciones, independientes entre sí: la Luna en su trayectoria con respecto a las estrellas debe estar cerca del punto de intersección de esta trayectoria con la eclíptica, y también debe haber una nueva luna (para un eclipse solar) o luna llena (para un eclipse lunar).
Movimiento aparente de los planetas.
Los planos orbitales de los planetas tienen una inclinación de no más de unos pocos grados con respecto al plano de la órbita de la Tierra, por lo tanto, su trayectoria aparente en relación con las estrellas pasa cerca de la eclíptica, pero la trayectoria de este movimiento es mucho más compleja que la del Sol y la Luna. Inicialmente moviéndose en la misma dirección que la Luna y el Sol (de oeste a este (movimiento hacia adelante)), los planetas en algún momento comienzan a disminuir la velocidad, se detienen y luego se mueven durante algún tiempo de este a oeste (movimiento retrógrado). después de lo cual disminuyen la velocidad una y otra vez cambian al movimiento hacia adelante. La trayectoria del movimiento al cambiar de dirección tiene la forma de un bucle.
El movimiento de los planetas más cercanos al Sol que la Tierra (planetas inferiores) es algo diferente del movimiento de los planetas que están más alejados de la Tierra (planetas superiores). Venus se mueve a través del cielo más rápido que el Sol hacia adelante, lo alcanza y luego se detiene a no más de 47 grados del Sol (este es el punto de distancia angular máxima de la luminaria (alargamiento oriental)), después de lo cual cambia a realiza un movimiento retrógrado y pasa por delante del Sol una y otra vez, se detiene a no más de 47 grados de la luminaria (alargamiento occidental) y luego vuelve a cambiar a movimiento directo. Mercurio también se está moviendo, solo que el tamaño del bucle será menor, ya que Mercurio está más cerca del Sol y su distancia angular al Sol es muy pequeña, un máximo de 28 grados. En el caso de Marte y otros planetas superiores, el movimiento hacia adelante será más lento que el del Sol, por lo que los planetas se irán quedando atrás gradualmente, estando cada vez más al oeste del Sol. Cuando el planeta está en la dirección opuesta al Sol, su movimiento contra el fondo de las estrellas se ralentizará y cambiará a un movimiento hacia atrás, que pronto se ralentizará y volverá a pasar a un movimiento hacia adelante, después de lo cual el planeta comenzará a acercarse al Sol en el cielo. Cuanto más lejos esté el planeta superior, menor será el tamaño del bucle al cambiar de dirección de movimiento.
Los cambios en las direcciones del movimiento son causados por la velocidad orbital desigual de los planetas. El movimiento retrógrado de Venus y Mercurio se produce cuando adelantan a la Tierra, moviéndose en su órbita y al mismo tiempo estando en el mismo lado del Sol que la Tierra. Y en el caso de los planetas superiores, por el contrario, la Tierra los adelanta y por eso reciben un movimiento retrógrado. Los bucles se obtienen debido al hecho de que las órbitas planetarias no se encuentran en el mismo plano, sino que tienen inclinaciones, aunque pequeñas, con respecto al plano de la órbita terrestre.
Movimiento aparente de las estrellas.
Cuando se consideraba el movimiento aparente de los cuerpos del Sistema Solar, a menudo se mencionaba la frase “movimiento relativo a las estrellas”, que puede dar la impresión de que las estrellas están completamente inmóviles. En realidad, este no es el caso, simplemente las velocidades de las estrellas son tan pequeñas en comparación con las distancias a ellas que es casi imposible notar su movimiento a simple vista, incluso después de décadas. El movimiento se ve mejor en aquellas estrellas que tienen alta velocidades reales a través de la línea de visión del observador y al mismo tiempo todavía están relativamente cerca del Sol, por lo que esta velocidad es al menos de alguna manera perceptible, porque cuando se alejan de cientos de años luz, incluso a velocidades transversales de cientos de km/s, la posición de la estrella cambiará extremadamente lentamente. Entre las estrellas (excepto el Sol), la Estrella de Barnard tiene el mayor movimiento propio del cielo: una enana roja muy tenue que, a pesar de estar a 6 años luz del Sol, no es visible a simple vista. Pero, sin embargo, esta estrella se mueve por el cielo a razón de 10 segundos de arco al año, lo que es más de 180 veces menos que su diámetro aparente. Luna llena. No es difícil adivinar que se necesitan aproximadamente la misma cantidad de años para que una estrella se mueva contra el fondo de estrellas más distantes en el cielo a una distancia igual al tamaño de la Luna. Pero ésta es sólo una estrella con un movimiento propio tan grande; en otras estrellas estos movimientos son mucho más lentos.
La exploración espacial ha ido mucho más allá de la imaginación:
– cada año los astronautas van más allá de la Tierra;
– la gente lanza satélites, algunos de los cuales ya han cruzado el sistema solar;
– enormes telescopios observan las estrellas desde la órbita de nuestro planeta.
¿Quién fue el primer pionero en el cielo? ¿Qué teorías increíbles hay detrás de nuestros logros espaciales? ¿Qué nos depara el futuro? Este libro le informará breve y claramente acerca de los aspectos más descubrimientos importantes en el campo de la astronomía, sobre las personas que los hicieron.
Manténgase actualizado sobre los descubrimientos científicos, ¡en solo una hora!
Libro:
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Las observaciones y mediciones de Tycho Brahe permitieron a su alumno, el científico alemán Johannes Kepler, hacer próximo paso en el desarrollo de la astronomía.
Geocéntrico Sistema mundial ptolemaico y sistema heliocéntrico copernicano
Al calcular la órbita de Marte, Kepler descubrió que no es un círculo, como creían Copérnico y otros científicos, sino una elipse. Al principio no amplió esta conclusión a otros planetas, pero más tarde se dio cuenta de que no sólo Marte, sino todos los planetas tienen una órbita elipsoidal, y así descubrió la primera ley de Kepler sobre el movimiento planetario. En la formulación moderna suena así: cada planeta del sistema solar gira en una elipse, en uno de cuyos focos se encuentra el Sol.
La segunda ley del movimiento planetario fue una consecuencia lógica de la primera. Incluso antes de la formulación de la primera ley, mientras observaba el movimiento de Marte, Kepler notó que el planeta se mueve más lentamente cuanto más se aleja del Sol. La forma elíptica de la órbita explica plenamente esta característica del movimiento. En períodos de tiempo iguales, una línea recta que conecta un planeta con el Sol describe áreas iguales: esta es la segunda ley de Kepler.
La segunda ley explica el cambio en la velocidad del planeta, pero no proporciona ningún cálculo. La fórmula para calcular la velocidad a la que giran los planetas y el tiempo que tardan en viajar alrededor del Sol es la tercera ley de Kepler.
La investigación de Kepler puso fin a la disputa entre los sistemas mundiales de Ptolomeo y Copérnico. Demostró de manera convincente que el Sol, y no la Tierra, está en el centro de nuestro sistema. Después de Kepler, no se hicieron más intentos en el mundo científico para revivir el sistema geocéntrico.
La exactitud de las tres leyes del movimiento planetario descubiertas por Kepler fue confirmada por numerosas observaciones astronómicas. Sin embargo, los fundamentos y razones de estas leyes no quedaron claros hasta finales del siglo XVII. El genio de Newton no se manifestó.
Todo el mundo conoce la historia de cómo Newton descubrió la ley de la gravitación universal: una manzana cayó sobre su cabeza y Newton se dio cuenta de que la manzana se sentía atraída por la Tierra. En la versión ampliada de esta leyenda también está la Luna, que el científico miró sentado bajo un manzano.
Después de que la manzana cayó, Newton se dio cuenta de que la fuerza que causaba la caída de la manzana y la fuerza que mantenía a la Luna en la órbita de la Tierra eran de la misma naturaleza.
En realidad, por supuesto, todo estaba lejos de ser tan simple: antes del descubrimiento de la famosa ley, Newton dedicó muchos años al estudio de la mecánica, las leyes del movimiento y la interacción entre los cuerpos. No fue el primero en sugerir la existencia de fuerzas gravitacionales. Galileo Galilei habló de esto, pero creía que la atracción hacia la Tierra actúa sólo en nuestro planeta y se extiende sólo hasta la Luna. Kepler, que descubrió las leyes del movimiento planetario, estaba seguro de que funcionan exclusivamente en el espacio y no tienen relación con la física terrestre. Newton pudo combinar estos dos enfoques: fue el primero en darse cuenta de que leyes fisicas, principalmente la ley de la gravitación universal, son universales y aplicables a todos los cuerpos materiales.
La esencia de la ley de la gravitación universal se reduce al hecho de que existe atracción entre absolutamente todos los cuerpos del Universo. La fuerza de atracción depende de dos cantidades principales: la masa de los cuerpos y la distancia entre ellos. Cuanto más pesado es el cuerpo, con más fuerza atrae a los cuerpos más ligeros. La Tierra atrae a la Luna y la mantiene en su órbita. La Luna también tiene cierto efecto en nuestro planeta (provoca mareas), pero la fuerza gravitacional de la Tierra, debido a su mayor masa, es mayor.
Además de la ley de la gravitación universal, Newton formuló tres leyes del movimiento. La primera de ellas se llama ley de inercia. Dice: si no se aplica ninguna fuerza a un cuerpo, éste permanecerá en estado de reposo o uniforme. movimiento rectilíneo. La segunda ley introduce los conceptos de fuerza y aceleración, y estas dos cantidades, como demostró Newton, dependen de la masa del cuerpo. Cuanto mayor sea la masa, menor será la aceleración para una determinada fuerza aplicada. La tercera ley de Newton describe la interacción de dos objetos materiales. Su formulación más simple dice: acción es igual a reacción.
Los descubrimientos realizados por Isaac Newton y las fórmulas que derivó dieron a la astronomía una herramienta poderosa que hizo posible hacer avanzar mucho esta ciencia. Muchos fenómenos que antes no tenían explicación han revelado su naturaleza. Quedó claro por qué los planetas giran alrededor del Sol y los satélites giran alrededor de los planetas sin volar al espacio exterior: están sostenidos por la fuerza de la gravedad. La velocidad de los planetas permanece uniforme debido a la ley de inercia. La forma redonda de los cuerpos celestes también recibió su explicación: se adquiere debido a la gravedad, la atracción hacia un centro más masivo.
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