Antik çağlardan beri insanlık gök cisimlerinin (Güneş, Ay ve yıldızlar) görünür hareketleriyle ilgilenmektedir. Kendi güneş sistemimizin çok büyük göründüğünü, Güneş'ten 4 trilyon milden fazla uzağa uzandığını hayal etmek zor. Bu arada Güneş, Samanyolu galaksisini oluşturan diğer yıldızların milyarlarcasının yalnızca yüzde biri kadardır.
Samanyolu
Galaksinin kendisi, gazdan, tozdan ve 200 milyardan fazla yıldızdan oluşan, dönen devasa bir çarktır. Aralarında trilyonlarca kilometrelik boş alan yatıyor. Güneş galaksinin eteklerinde spiral şeklinde sabitlenmiştir: Samanyolu yukarıdan bakıldığında dönen devasa bir yıldız kasırgası gibi görünür. Galaksinin boyutuyla karşılaştırıldığında Güneş Sistemi son derece küçüktür. Samanyolu'nun Avrupa büyüklüğünde olduğunu düşünürsek, güneş sistemi ceviz büyüklüğünde olmayacaktır.
Güneş Sistemi
Güneş ve onun 9 uydu gezegeni galaksinin merkezinden tek bir yöne dağılmıştır. Gezegenler yıldızlarının etrafında döndüğü gibi, yıldızlar da galaksilerin etrafında döner.
Güneş'in saatte 588.000 mil hızla bu galaktik atlıkarınca etrafında bir devrimi tamamlaması yaklaşık 200 milyon yıl sürecek. Güneşimiz, Dünya adı verilen ve yaşamın yaşadığı bir gezegen olan bir uyduya sahip olması dışında özel olarak diğer yıldızlardan farklı değildir. Gezegenler ve asteroit adı verilen daha küçük gök cisimleri, yörüngelerinde Güneş'in etrafında dönerler.
Armatürlerin ilk gözlemleri
İnsanoğlu en az 10.000 yıldır gök cisimlerinin görünür hareketlerini ve kozmik olayları gözlemliyor. İlk kez kroniklerde gök cisimleriyle ilgili kayıtlar ortaya çıktı. Antik Mısır ve Sümer. Mısırlılar gökyüzündeki üç tip cismi ayırt edebildiler: yıldızlar, gezegenler ve "kuyruklu yıldızlar". Aynı zamanda gök cisimleri keşfedildi: Satürn, Jüpiter, Mars, Venüs, Merkür ve tabii ki Güneş ve Ay. Gök cisimlerinin görünen hareketleri, Dünya'dan algılanan bu cisimlerin günlük dönüşlerine bakılmaksızın koordinat sistemine göre hareketleridir. Gerçek hareket, bu cisimlere etki eden kuvvetler tarafından belirlenen uzaydaki hareketleridir.
Görünür galaksiler
Gece gökyüzüne baktığınızda en yakın komşumuzu spiral şeklinde görebilirsiniz. Samanyolu, büyüklüğüne rağmen uzaydaki 100 milyar galaksiden sadece bir tanesidir. Teleskop kullanmadan üç galaksiyi ve bizimkinin bir kısmını görebilirsiniz. Bunlardan ikisine Büyük ve Küçük Macellan Bulutları adı veriliyor. İlk kez 1519'da Portekizli kaşif Magellan'ın keşif gezisinde güney sularında görüldüler. Bu küçük galaksiler yörüngede Samanyolu bu nedenle en yakın kozmik komşularımızdır.
Dünya'dan görülebilen üçüncü galaksi Andromeda bizden yaklaşık 2 milyon ışık yılı uzaktadır. Bu, Andromeda'dan gelen yıldız ışığının Dünyamıza yaklaşmasının milyonlarca yıl sürdüğü anlamına geliyor. Dolayısıyla bu galaksiyi 2 milyon yıl önceki haliyle düşünüyoruz.
Bu üç galaksinin yanı sıra, geceleri Samanyolu'nun birçok yıldızla temsil edilen bir kısmını da görebilirsiniz. Eski Yunanlılara göre bu yıldız grubu, tanrıça Hera'nın göğsünden çıkan süttür, dolayısıyla adı da buradan gelir.
Dünya'dan görünen gezegenler
Gezegenler Güneş'in etrafında dönen gök cisimleridir. Gökyüzünde parlayan Venüs'ü gözlemlediğimizde bunun nedeni onun Güneş tarafından aydınlatılması ve ışığın bir kısmını yansıtmasıdır. Güneş ışığı. Venüs Akşam yıldızı veya Sabah Yıldızı. Akşam ve sabah farklı yerlerde olduğu için insanlar buna farklı isim veriyor.
Venüs gezegeni Güneş'in etrafında nasıl dönüyor ve konumunu değiştiriyor. Gün boyunca gök cisimlerinin gözle görülür hareketleri meydana gelir. Göksel koordinat sistemi yalnızca armatürlerin konumunu anlamaya yardımcı olmakla kalmaz, aynı zamanda yıldız haritaları derlemenize, gece gökyüzünde takımyıldızlara göre gezinmenize ve gök cisimlerinin davranışlarını incelemenize de olanak tanır.
Gezegensel hareket yasaları
İnsanlar gök cisimlerinin hareketleriyle ilgili gözlemleri ve teorileri birleştirerek galaksimizin desenlerini çıkardılar. Bilim adamlarının keşifleri gök cisimlerinin görünür hareketlerinin çözülmesine yardımcı oldu. Keşfedilen ilk astronomik kanunlar arasındaydı.
Alman matematikçi ve astronom bu konunun öncüsü oldu. Kepler, Kopernik'in çalışmalarını inceleyerek en çok hesapladı daha iyi sekil gök cisimlerinin (elips) görünür hareketlerini açıklıyor ve bilinen gezegensel hareket kalıplarını gün ışığına çıkarıyor. bilim dünyası Kepler'in yasaları gibi. Bunlardan ikisi gezegenin yörüngedeki hareketini karakterize ediyor. Okurlar:
Herhangi bir gezegen elips şeklinde döner. Güneş odak noktalarından birinde mevcut.
Her biri Güneş'in ortasından geçen bir düzlemde hareket ederken, aynı periyotlarda Güneş ile gezegen arasındaki yarıçap vektörü eşit alanları çizer.
Üçüncü yasa, gezegenlerin yörünge verilerini bir sistem içinde birbirine bağlar.
Alt ve üst gezegenler
Gök cisimlerinin görünür hareketlerini inceleyen fizik, onları iki gruba ayırır: Venüs, Merkür'ü içeren alt gruplar ve üst olanlar - Satürn, Mars, Jüpiter, Neptün, Uranüs ve Plüton. Bu gök cisimlerinin küre içindeki hareketi farklı şekillerde gerçekleşir. Alt gezegenlerin gözlemlenen hareketi sürecinde Ay'da olduğu gibi evre değişimi yaşarlar. Üst gezegenleri hareket ettirirken evre değiştirmediklerini, sürekli olarak parlak taraflarıyla insanlarla karşı karşıya olduklarını fark edebilirsiniz.
Dünya, Merkür, Venüs ve Mars ile birlikte iç gezegenler grubuna aittir. Güneş'in etrafında iç yörüngelerde dönüyorlar büyük gezegenler dış yörüngelerde dönen. Örneğin en içteki yörüngesinde 20 kat daha küçük olan Merkür.
Kuyruklu yıldızlar ve meteorlar
Gezegenlerin yanı sıra, Güneş Sistemini dolduran donmuş katı gaz, küçük taşlar ve toz kuyruklu yıldızlarından oluşan milyarlarca buz bloğu da Güneş'in etrafında dönüyor. Kuyruklu yıldızlarla temsil edilen gök cisimlerinin görünür hareketleri ancak Güneş'e yaklaştıklarında görülebilmektedir. Daha sonra kuyrukları yanmaya ve gökyüzünde parlamaya başlar.
Bunlardan en ünlüsü Halley kuyruklu yıldızıdır. Her 76 yılda bir yörüngesinden ayrılarak Güneş'e yaklaşır. Şu anda Dünya'dan gözlemlenebiliyor. Gece gökyüzünde bile göktaşlarını uçan yıldızlar biçiminde düşünebilirsiniz; bunlar Evren boyunca muazzam bir hızla hareket eden madde yığınlarıdır. Dünyanın çekim alanına düştüklerinde neredeyse her zaman yanarlar. Aşırı hız ve Dünya'nın hava kabuğu ile sürtünme nedeniyle meteorlar ısınır ve küçük parçacıklara ayrılır. Yanma süreci gece gökyüzünde parlak bir şerit şeklinde gözlemlenebilir.
Astronomi müfredatı gök cisimlerinin görünen hareketlerini açıklar. 11. sınıf, gezegenlerin karmaşık hareketinin meydana geldiği kalıplara zaten aşinadır. Ay evreleri ve tutulma yasaları.
II GÖK MEKANİĞİNİN TEMELLERİ.
10 Nolu DERS. GÖK CİSİMLERİNİN HAREKET YASALARI.
4. Kepler'in yasaları.
6. Konik bölümler.
7. Kepler yasalarının revizyonu.
1. Güneş sistemi ile ilgili fikirlerin geliştirilmesi.
Dünyanın ilk bilimsel yermerkezli sistemi Aristoteles ve diğer bilim adamlarının çalışmalarında şekillenmeye başladı. Antik Yunan. Tamamını antik Yunan gökbilimci Ptolemy'nin çalışmalarında aldı. Bu sisteme göre Dünya, dünyanın merkezinde yer alır ve bu nedenle jeosentrik adı verilir. Evren, üzerinde yıldızların bulunduğu kristal bir küre ile sınırlıdır. Gezegenler, Güneş ve Ay, Dünya ile küre arasında hareket eder. Eskiler üniformanın olduğuna inanıyordu Döner kavşak- bu ideal bir harekettir ve gök cisimleri de tam olarak bu şekilde hareket eder. Ancak gözlemler Güneş ve Ay'ın dengesiz hareket ettiğini gösterdi ve bu bariz çelişkiyi ortadan kaldırmak için merkezleri ne Dünya'nın merkeziyle ne de birbiriyle çakışmayan daireler halinde hareket ettiklerini varsaymak gerekiyordu. Gezegenlerin daha karmaşık döngü benzeri hareketinin iki dairesel hareketin toplamı olarak temsil edilmesi gerekiyordu. düzgün hareketler. Böyle bir sistem, gözlemler için yeterli doğrulukla hesaplama yapmayı mümkün kıldı karşılıklı düzenleme geleceğin gezegenleri. Gezegenlerin döngü benzeri hareketi hala devam ediyor. uzun zamandır Bir sır olarak kaldı ve açıklamasını yalnızca büyük Polonyalı gökbilimci Nicolaus Copernicus'un öğretilerinde buldu.
1543 yılında “Gök Kürelerinin Dönüşü Üzerine” adlı kitabı yayımlandı. Dünyanın yeni bir güneş merkezli sisteminin ana hatlarını çizdi. Bu sisteme göre Güneş dünyanın merkezindedir. Dünya dahil gezegenler Güneş'in etrafında dairesel yörüngelerde döner, Ay ise Dünya'nın etrafında ve aynı zamanda Güneş'in etrafında döner. Gezegenlerin konumlarının belirlenmesindeki doğruluk pek artmadı ancak gezegenlerin döngü benzeri hareketini basit bir şekilde açıklamayı mümkün kılan Kopernik sistemiydi. Kopernik'in öğretileri dünyanın yermerkezli sistemine ezici bir darbe indirdi. Astronominin kapsamının çok ötesine geçti ve tüm doğa bilimlerinin gelişimine güçlü bir ivme kazandırdı.
2. Gezegenlerin döngü benzeri hareketi.
Çıplak gözle beş gezegeni gözlemleyebiliriz: Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn. Gezegenler, yalnızca gök küresinin günlük dönüşüne katılmakla kalmayıp aynı zamanda arka plana karşı da hareket eden armatürler arasındadır. Zodyak takımyıldızları Güneş'in etrafında döndükleri için. Bir gezegenin yıllık hareketini takip edip konumunu her hafta yıldız haritasında işaretlerseniz, şunları keşfedebilirsiniz: ana özellik Gezegenin görünür hareketi: Gezegen, yıldızlı gökyüzünün arka planına karşı bir döngüyü tanımlar; bu, gezegenlerin hareketini sabit bir Dünya'dan değil, Güneş'in etrafında dönen Dünya'dan gözlemlememizle açıklanmaktadır.
3. Johannes Kepler ve Isaac Newton.
Zamanlarının çok ilerisinde olan en büyük iki bilim adamı, gök mekaniği adı verilen bir bilim yarattılar, yani gök cisimlerinin yerçekiminin etkisi altındaki hareket yasalarını keşfettiler ve başarıları bununla sınırlı olsa bile yine de bu dünyanın büyüklerinin panteonuna girdi. Öyle oldu ki zamanla kesişmediler. Kepler'in ölümünden yalnızca on üç yıl sonra Newton doğdu. Her ikisi de güneş merkezli Kopernik sisteminin destekçileriydi. Uzun yıllar boyunca Mars'ın hareketini inceledikten sonra Kepler, Newton'un evrensel çekim yasasını keşfetmesinden elli yıldan fazla bir süre önce, deneysel olarak gezegensel hareketin üç yasasını keşfetti. Gezegenlerin neden bu şekilde hareket ettiğini henüz anlayamadım. Bu zorlu bir çalışma ve parlak bir öngörüydü. Ancak Newton, yerçekimi yasasını test etmek için Kepler'in yasalarını kullandı. Kepler yasalarının üçü de yerçekimi yasasının sonuçlarıdır. Ve Newton bunu 23 yaşında keşfetti. Bu sırada, 1664 - 1667, veba Londra'yı kasıp kavuruyordu. Newton'un ders verdiği Trinity College, salgını daha da kötüleştirmemek için süresiz olarak feshedildi. Newton anavatanına geri döner ve iki yıl içinde bilimde bir devrim yaparak üç önemli keşif yapar: diferansiyel ve integral hesabı, ışığın doğasının açıklaması ve evrensel çekim yasası. Isaac Newton, Westminster Abbey'e ciddiyetle gömüldü. Mezarının üzerinde büstü ve şu kitabesi olan bir anıt vardır: "Burada, elinde matematik meşalesiyle, elinde matematik meşalesiyle hareketin hareketini kanıtlayan ilk asilzade Sir Isaac Newton yatıyor. gezegenler, kuyruklu yıldızların yolları ve okyanusların gelgitleri... Bırakın ölümlüler, insan ırkının böyle bir süsünün var olmasına sevinsinler.”
4. Kepler'in yasaları.
Gök mekaniğinin asıl görevi, gök cisimlerinin evrensel çekim kuvvetlerinin etkisi altındaki hareketinin incelenmesidir. Yani gezegenlerin, kuyruklu yıldızların, asteroitlerin, yapay Dünya uydularının yörüngelerinin hesaplanması, uzay aracı, ikili ve çoklu sistemlerdeki yıldızlar. Matematiksel anlamda tüm problemler çok zordur ve nadir istisnalar dışında ancak en büyük bilgisayarların kullanıldığı sayısal yöntemlerle çözülebilir. Ancak cisimlerin maddesel noktalar olarak kabul edildiği ve diğer cisimlerin etkisinin ihmal edilebildiği model problemleri şu şekilde çözülebilir: Genel görünüm yani gezegenlerin ve uyduların yörüngeleri için formüller elde etmek. En basit problem, biri diğerinden çok daha büyük olan ve referans çerçevesinin bu daha büyük gövdeye bağlandığı iki gövde olarak kabul edilir.
Bu durum için Güneş'e göre gezegen hareketinin üç kanunu Johannes Kepler tarafından ampirik olarak elde edildi. Bunu nasıl yaptı? Kepler şunu biliyordu: öğretmeni Tycho Brahe'nin gözlemlerine göre Mars'ın gök küresindeki koordinatları 2" doğrulukla; gezegenlerin Güneş'ten göreceli uzaklıkları; Gezegen devriminin sinodik ve yıldız dönemleri. Sonra şöyle bir mantık yürüttü.
Mars'ın muhalefet sırasındaki konumu bilinmektedir (şekle bakınız). Bir üçgende ABC
mektup A
Mars'ın konumunu gösterir, İÇİNDE
- Toprak, İLE
- Güneş. Mars'ın yıldız devrimi dönemine (687 gün) eşit bir süre sonra, gezegen noktaya geri dönecektir. A
ve bu süre zarfında Dünya şu noktaya hareket edecek: İÇİNDE'
. Dünya'nın yıl içindeki hareketinin açısal hızları bilindiğinden (Güneş'in ekliptik boyunca görünen hareketinin açısal hızlarına eşittir), açıyı hesaplayabiliriz. DIA'
. Dünyanın bu noktadan geçtiği andaki Mars ve Güneş'in koordinatları belirlenerek İÇİNDE'
Bir üçgendeki 2 açıyı bilerek, kenar oranını hesaplamak için sinüs teoremini kullanabiliriz. SV'
İle AC
. Mars'ın bir kez daha dönmesinden sonra Dünya şu konuma gelecektir: İÇİNDE"
ve ilişkiyi belirlemek mümkün olacak NE"
aynı segmente AC
vb. Böylece, Dünya'nın yörüngesinin gerçek şekli hakkında noktadan noktaya bir fikir edinilebilir ve bunun, odağı Güneş olan bir elips olduğu tespit edilir. M3M4 yayı boyunca hareketin süresi = M1M2 yayı boyunca hareketin süresi ise Pl. SM3M4 = Kare SM1M2.
F1 ve F2 elipsin odak noktalarıdır, c odak uzaklığıdır, a elipsin yarı ana eksenidir ve gezegenden Güneş'e olan ortalama mesafedir.
5. Newton'un evrensel çekim yasası.
Isaac Newton, cisimlerin uzaydaki hareketini kullanarak açıklayabildi. evrensel çekim kanunu . Ay ve gezegenlerin hareketi üzerine uzun yıllar süren araştırmalar sonucunda teorisine ulaştı. Ancak evrensel çekim yasasının basitleştirilmiş bir sonucu Kepler'in üçüncü yasasından çıkarılabilir.
Gezegenlerin dairesel yörüngelerde hareket etmesine izin verin, merkezcil ivmeleri eşittir: 
, Nerede T– gezegenin Güneş etrafındaki devrim dönemi, R- gezegenin yörüngesinin yarıçapı. Kepler'in III yasasından veya. Bu nedenle herhangi bir gezegenin ivmesi, kütlesi ne olursa olsun, yörünge yarıçapının karesiyle ters orantılıdır: 
.
Newton'un II yasasına göre kuvvet F Bu ivmeyi gezegene veren şuna eşittir: https://pandia.ru/text/78/063/images/image010_95.gif" width="125" height="51 src=">, burada M– Güneş'in kütlesi. Çünkü F = F', =https://pandia.ru/text/78/063/images/image013_78.gif" width="161" height="54">, burada G= 6,67∙10–11 N∙m2/kg2 – yerçekimi sabiti ..gif" width="109" height="51">. Güneş ile gezegen arasındaki çekim kuvveti, kütlelerinin çarpımı ile doğru orantılı, aralarındaki mesafenin karesi ile ters orantılıdır. Bu yasa şu durumlarda geçerlidir: herhangi bir küresel simetrik cisimler ve aralarındaki mesafenin boyutlarına göre büyük olması herhangi bir cisim için yaklaşık olarak doğrudur. Newton'un ikinci yasasına göre bir cismin yaşadığı ivme M, uzakta bulunan R vücuttan M, şuna eşittir: https://pandia.ru/text/78/063/images/image017_68.gif" width="47" height="47">, Dünya'nın kütlesi nerede, merkezine olan mesafedir Dünya yüzeyine yakın yerlerde serbest düşüşün ivmesi şuna eşittir: G= 9,8 m/s2. Dünyanın yassılığı ve dönüşü, ekvatorda ve kutuplara yakın yer çekimi kuvvetinde bir farklılığa yol açar: gözlem noktasındaki yer çekimi ivmesi aşağıdaki formül kullanılarak yaklaşık olarak hesaplanabilir. G = 9,78 ∙ (1 + 0,0053 günah φ ), Nerede φ – bu noktanın enlemi.
Yerçekimi Dünya'nın içinde alışılmadık bir şekilde davranır. Eğer Dünya homojen bir küre olarak alınırsa, yer çekimi kuvveti kürenin merkezinden r uzaklığıyla orantılı olarak artar.
6. Konik bölümler.
Konik bölümler, dik dairesel bir koninin bir düzlemle kesişmesiyle oluşur. Konik bölümler ikinci dereceden eğrileri içerir: elips , parabol Ve hiperbol . Hepsi noktaların odağıdır, gidilecek mesafelerdir. verilen puanlar (hileler) veya belirli bir düz çizgiye (doğrultman) kadar sabit bir değer vardır. Örneğin bir elips, verilen iki noktadan (F1 ve F2 odakları) uzaklıklarının toplamının sabit bir değer olduğu ve ana eksenin uzunluğuna eşit olduğu noktaların yeri olarak tanımlanır: F1M+F2M=2a=sabit . Bir elipsin uzama derecesi onun dışmerkezliği e ile karakterize edilir.Eksantriklik e = c/a. Odaklar e = 0 merkezine denk geldiğinde elips şu şekle dönüşür: daire . Ana aks mili A odaktan elipse olan ortalama mesafedir. Elipsin odağa en yakın noktasına periapsis, en uzak noktasına ise apocenter denir. Odaktan periapsis'e olan mesafe PF1 = A (1 – e), merkez üssüne – F1A = A (1 + e).
7. Kepler yasalarının revizyonu.
Böylece Kepler yasalarını ampirik olarak keşfetti. Newton, Kepler yasalarını evrensel çekim yasasından türetmiştir. Bunun sonucunda birinci ve üçüncü kanunlarda değişiklikler yapıldı. Kepler'in ilk yasası genelleştirilmiş ve modern formülasyonu şu şekildedir: Gök cisimlerinin merkezi çekim alanındaki hareket yörüngeleri konik kesitlerdir: odak noktalarından birinde bir elips, bir daire, bir parabol veya bir hiperbol vardır. sistemin kütle merkezi. Yörüngenin şekli, hareket eden cismin kinetik enerjisinden oluşan toplam enerjisi tarafından belirlenir. İLE vücut kütlesi M, hızla hareket ediyor v ve potansiyel enerji sen belli bir mesafede yerçekimsel bir alanda bulunan vücut R kütlesi olan bir vücuttan M. Bu durumda vücudun toplam enerjisinin korunumu yasası geçerlidir. E=K +sen = yapı; K =mv2 /2, sen=- GMm/ R.
Enerjinin korunumu yasası şu şekilde yeniden yazılabilir: (2).
Devamlı H isminde sabit enerji
. Vücudun toplam mekanik enerjisi ile doğru orantılıdır. e ve yalnızca başlangıç yarıçap vektörüne bağlıdır r0 ve başlangıç hızı v 0. saatinde 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 sonlu
yani kapalı. İçin H= 0, vücudun yarıçap vektöründe sınırsız bir artışla hızı sıfıra düşer - bu parabolik bir harekettir. Bu tür bir hareket sonsuza kadar
, uzayda sınırsız. Şu tarihte: H> 0, vücudun kinetik enerjisi yeterince büyüktür ve çekim merkezinden sonsuz bir mesafede, vücut ondan sıfır olmayan bir uzaklaşma hızına sahip olacaktır - bu bir hiperbol boyunca harekettir. Dolayısıyla cismin çekim merkezine göre yalnızca konik kesitli yörüngeler boyunca hareket ettiğini söyleyebiliriz. Formül (2)'den de anlaşılacağı üzere, Kepler'in ikinci yasasına göre bir cismin çekim merkezine yaklaşmasına her zaman cismin yörünge hızında bir artış, uzaklaşırken ise bir azalma eşlik etmelidir. Kepler'in ikinci yasası değiştirilmedi ancak üçüncüsü düzeltildi ve şöyle yazıyor: yarı ana eksenin küpünün oranı. gezegen yörüngesinin, gezegenin Güneş etrafındaki devrim periyodunun karesine oranı, Güneş ve gezegenin kütlelerinin toplamına eşittir, g
de (3)
M
Q
Ve M
sırasıyla Güneş ve gezegenin kütleleri; A
Ve T
– yarı ana eksen ve gezegenin devrim dönemi. İlk ikisinden farklı olarak Kepler'in üçüncü yasası yalnızca eliptik yörüngelere uygulanır.
Genelleştirilmiş bir biçimde, bu yasa genellikle formüle edilir ( 4)
şöyle: Gök cisimlerinin ve uydularının kütlelerinin toplamları ile yıldız dönüş periyotlarının kareleri çarpımı, yörüngelerinin yarı büyük eksenlerinin küpleri ile ilişkilidir; M 1 ve M 2 - gök cisimlerinin kütleleri, M 1 ve M 2 - sırasıyla uydularının kütleleri, A 1 ve A 2 - yörüngelerinin yarı büyük eksenleri, T 1 ve T 2 - yıldız dolaşım dönemleri. Kepler yasasının herhangi bir maddenin bileşenlerinin hareketinin özellikleriyle ilgili olduğunu anlamak gerekir. keyfi ve bağımsız uzay sistemleri.
Bu formül aynı anda Mars'ı bir uyduyla, Dünya'yı Ay'la veya Güneş'i Jüpiter'le birlikte içerebilir.
Bu yasayı güneş sistemindeki gezegenlere uygularsak ve gezegenlerin kütlelerini ihmal edersek M1 ve M 2 Güneş'in kütlesine kıyasla M☼ (ör. M 1 << M☼, M 2 << M☼), sonra bizzat Kepler tarafından verilen üçüncü yasanın formülasyonunu elde ederiz.
8. Gök cisimlerinin kütlelerinin belirlenmesi.
https://pandia.ru/text/78/063/images/image026_47.gif" width = "157" height = "53 src = ">. Burada Dünya'nın yarı ana eksenlerinin değerlerini değiştirerek ve Ay ve onların devrim dönemleri, şunu elde ediyoruz M U=3,3·10-6 M☼. Güneş'in mutlak kütlesini hesaplamak oldukça kolaydır. Güneş-Dünya çifti için doğrudan formül (3)'ü kullanarak, Güneş'in kütlesine kıyasla küçük olması nedeniyle Dünya'nın kütlesini göz ardı ederek, şunu elde ederiz: M☼=2·1030 kg.
Kepler'in üçüncü yasası yalnızca Güneş'in kütlesini değil aynı zamanda diğer yıldızların kütlelerini de hesaplamamıza olanak tanır. Doğru, bu sadece ikili sistemler için yapılabilir, tek yıldızların kütlesi bu şekilde belirlenemez. Çift yıldızların göreceli konumlarını uzun bir süre boyunca ölçerek yörünge periyodlarını belirlemek genellikle mümkündür. T ve yörüngelerinin şeklini öğrenin. İkili yıldıza olan R mesafesi ve yörüngenin maksimum αmax ve minimum αmin açısal boyutları biliniyorsa, yörüngenin yarı ana ekseni belirlenebilir. a= R (α maksimum+ α dk.)/2 ise denklem (3)'ü kullanarak ikili yıldızın toplam kütlesini hesaplayabiliriz. Gözlemlere dayanarak yıldızlardan kütle merkezine olan mesafeyi belirlersek x1 Ve x2 daha doğrusu tutumu x1/x2, sabit kaldığında ikinci denklem ortaya çıkar X 1 / X 2 = M 2 / M 1 her yıldızın kütlesinin ayrı ayrı belirlenmesini mümkün kılıyor.
D.Z. § 8,9, 10. Sorunlar 7,8 s.47.
Hızlı anket soruları
1. Gezegenin yörüngesinde Güneş'e en yakın olan noktanın adı nedir?
2. Ay'ın yörüngesinin en uzak noktasının adı nedir?
3. Bir kuyruklu yıldızın hareket hızı günberi noktasından günöte noktasına geçerken nasıl değişir?
5. Dış gezegenlerin sinodik periyodu Güneş'e olan uzaklığa nasıl bağlıdır?
6. Neden ekvatora daha yakın kozmodromlar inşa etmeye çalışıyorlar?
7. Dünya'nın içindeki çekim alanı nasıl değişiyor?
8. Kepler yasalarını formüle edin.
9. Gezegenin yörüngesinin ortalama yarıçapı nedir?
Konu 3. Güneş sistemi ve gök cisimlerinin hareketi.
§1. Güneş Sistemi
Güneş Sistemi, Güneş'i, 34 uydusu ile 9 büyük gezegeni, 100.000'den fazla küçük gezegeni (asteroid), yaklaşık 1011 kuyruklu yıldızı ve ayrıca meteorik olarak adlandırılan sayısız küçük cisimleri (çapı 100 m'den ihmal edilebilir toz parçacıklarına kadar) içerir. .
Güneş, Güneş Sistemi'nde merkezi bir konuma sahiptir. Kütlesi, bu sisteme dahil olan diğer tüm cisimlerin kütlesinden 750 kat daha fazladır. Güneş'in yerçekimsel uzantısı, Güneş Sistemi'nin etrafında dönen tüm cisimlerinin hareketini belirleyen ana kuvvettir. Güneş'ten en uzaktaki Plüton gezegenine olan ortalama mesafe 6 milyar km'dir ve bu, en yakın yıldızlara olan mesafelerle karşılaştırıldığında çok küçüktür.
Tüm büyük gezegenler - Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton - neredeyse dairesel yörüngelerde Güneş'in etrafında aynı yönde (Güneş'in eksenel dönüşü yönünde) döner. Güneş etrafında dönen gezegenlerin ve diğer cisimlerin yörüngelerinin eğimleri hesaplanırken, dünyanın yörünge düzlemi olan ekliptik ana düzlem olarak alınır.
Gezegen yörüngelerinin neredeyse dairesel şekli ve aralarındaki büyük boşluklar sayesinde gezegenler arasında yakın karşılaşma olasılığı ortadan kalkıyor. Bu, gezegen sisteminin uzun vadeli varlığını garanti eder.
Gezegenler de kendi eksenleri etrafında dönerler ve Venüs ve Uranüs dışındaki tüm gezegenler için dönüş ileri yönde yani Güneş etrafındaki dönüşleriyle aynı yönde gerçekleşir. Venüs'ün son derece yavaş dönüşü ters yönde gerçekleşir ve Uranüs sanki yan yatıyormuş gibi döner.
Çoğu uydu, gezegenlerinin yörüngesinde, gezegenin eksenel dönüşüyle aynı yönde döner. Bu tür uyduların yörüngeleri genellikle daireseldir ve gezegenin ekvator düzleminin yakınında yer alır ve bir gezegen sisteminin azaltılmış bir benzerliğini oluşturur. Örneğin Uranüs ve Jüpiter'in uydu sistemi böyledir. Gezegenden uzakta bulunan uyduların ters hareketleri vardır.
Satürn, Jüpiter ve Uranüs, gözle görülür büyüklükteki bireysel uydulara ek olarak, sanki sürekli halkalar halinde birleşiyormuş gibi birçok küçük uyduya sahiptir. Bu uydular gezegene o kadar yakın yörüngelerde hareket ediyor ki, gelgit kuvveti onların tek bir cisim halinde birleşmesini engelliyor.
Şu anda bilinen küçük gezegenlerin yörüngelerinin büyük çoğunluğu Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındadır. Tüm küçük gezegenler Güneş'in etrafında büyük gezegenlerle aynı yönde dönerler, ancak yörüngeleri genellikle uzatılmış ve tutulum düzlemine eğimlidir.
Kuyruklu yıldızlar çoğunlukla parabolik yakın yörüngelerde hareket eder. Bazı kuyruklu yıldızların nispeten küçük boyutlarda uzun yörüngeleri vardır. Periyodik olarak adlandırılan bu kuyruklu yıldızlar için doğrudan hareketler, yani gezegenlerin dönüş yönündeki hareketler ağır basmaktadır.
Gezegenler kütle, kimyasal bileşim, dönüş hızı ve uydu sayısı bakımından farklılık gösteren iki gruba ayrılır. Güneş'e en yakın dört gezegen karasal gezegenler yoğun kayalık madde ve metallerden oluşur. Dev gezegenler - Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün çok daha kütlelidirler, çoğunlukla hafif maddelerden oluşurlar ve bu nedenle derinliklerindeki muazzam basınca rağmen yoğunlukları düşüktür. Jüpiter ve Satürn'ün kütlelerinin ana kısmı hidrojen ve helyumdur. Uranüs ve Neptün'ün kütlelerinin büyük kısmını buz ve kayalık maddeler oluşturuyor.
Gezegenlerin ve bazı büyük uyduların (örneğin Ay) iç kısımları sıcak durumdadır.
Venüs, Dünya ve Mars'ın derinliklerinden salınan gazlardan oluşan atmosferleri vardır. Dev gezegenlerin atmosferleri iç kısımlarının doğrudan devamıdır: bu gezegenlerin katı veya sıvı bir yüzeyi yoktur. İçeriye daldırıldığında atmosferik gazlar yavaş yavaş yoğunlaşmış bir duruma dönüşür.
Kuyruklu yıldızların çekirdekleri kimyasal bileşim açısından dev gezegenlere benzer: kayalık maddelerin karışımıyla birlikte su buzu ve çeşitli gazların buzundan oluşurlar. Bileşimlerindeki hemen hemen tüm küçük gezegenler karasal grubun kayalık gezegenlerine aittir.
Küçük gezegenlerin birbirleriyle çarpışmasıyla oluşan enkazlar bazen meteorit şeklinde Dünya'ya düşüyor. Göktaşlarının yaşlarına ilişkin ölçümler, onların ve dolayısıyla tüm güneş sisteminin yaklaşık 5 milyar yıldır var olduğunu göstermiştir.
Güneş Sistemi'nin yapısının dinamik ve fiziksel özellikleri, gezegenlerin, bir zamanlar Güneş'in etrafında bir gezegen bulutu oluşturan gaz ve toz maddelerden oluştuğunu göstermektedir. Karasal gezegenler kayalık katı parçacıkların birikmesi sonucu oluşmuş, dev gezegenlerde ise oluşum kayalık buz parçacıklarının birikmesiyle başlamış ve daha sonra gazların (çoğunlukla hidrojen ve helyum) eklenmesiyle desteklenmiştir.
§2. Kepler'in yasaları
Danimarkalı gökbilimci T. Brahe'nin Mars gezegeni üzerinde uzun yıllar süren gözlemlerinin sonuçlarını inceleyen Alman bilim adamı Johannes Kepler, Mars'ın yörüngesinin bir daire olmadığını, uzun bir elips şekline sahip olduğunu keşfetti. Elips, mesafelerin toplamı olan F1 ve F2 gibi iki noktaya sahiptir (Şekil 1). R1 Ve R2 ) elipsin herhangi bir B noktasından sabit bir değerdir.
https://pandia.ru/text/78/111/images/image002_190.gif" width="77 height=57" height="57">
Elipsin herhangi bir noktasını odak noktalarından birine birleştiren çizgiye ne ad verilir? yarıçap vektörü bu nokta.
Kepler o dönemde bilinen tüm gezegenlerin hareketlerini inceledi ve şu sonuca vardı: Gezegen hareketinin 3 kanunu:
İlk önce Tüm gezegenlerin (sadece Mars'ın değil) yörüngeleri, Güneş'in bulunduğu ortak odağa sahip elipslerdir. Farklı gezegenlerin yörüngelerinin uzama derecesi farklıdır. Dünyanın dışmerkezliği çok küçüktür ve Dünya'nın yörüngesi daireden çok az farklıdır. En uzun yörüngeler Merkür ve Plüton'unkilerdir.
ikinci olarak, her gezegen yörüngesinde, yarıçap vektörü eşit zaman aralıklarında tanımlanacak şekilde hareket eder eşit alanlar(A1A2F ve B1B2F sektörlerinin alanları eşittir). Bu, bir gezegenin Güneş'e ne kadar yakınsa yörünge hızının da o kadar hızlı olduğu anlamına gelir.
Astronomy" href="/text/category/astronomiya/" rel="bookmark">astronomik birim), daha sonra gözlemlerden bir gezegenin yıl cinsinden devrim periyodunu belirleyerek ( T), bu gezegenin yarı ana ekseninin (α) değerini aşağıdaki formülü kullanarak elde etmek kolaydır:
Örneğin, T Mars = 1,88 yıl, o zaman α formülüne göre Mars'ın yörüngesi = 1,52 a. e.
Böylece Mars, Güneş'e Dünya'dan neredeyse bir buçuk kat daha uzaktadır.
Kepler'in ortaya koyduğu gezegen hareketi yasaları, gezegenler dünyasının, kaynağı Güneş olan tek bir kuvvet tarafından yönetilen uyumlu bir sistem olduğunu bir kez daha açıkça göstermektedir.
§3. Yapılandırmalar
Konfigürasyonlar, Güneş Sistemindeki gezegenlerin Güneş ve Dünya'ya göre yörüngelerindeki karakteristik konumlarıdır.
Güneş'e Dünya'dan daha yakın olan alt (iç) gezegenler (Merkür, Venüs) ve yörüngeleri Dünya'nın yörüngesinin ötesinde bulunan üst (dış) gezegenler (geri kalan gezegenler) için farklıdırlar. ).
Alt gezegenin Güneş'in merkezlerini ve Dünya'yı birleştiren düz çizgiyi geçtiği ana denir. alt bağlantı . Alt kavuşumun yakınında gezegen dar bir hilal şeklinde görülebilir. Doğrudan alt kavuşum anında, gezegen Dünya'ya baktığı ve yarım küresi Güneş tarafından aydınlatılmadığı için görünmez. Bununla birlikte, şu anda, gezegenler - Venüs veya Merkür - güneş diski boyunca hareket eden siyah bir daire şeklinde gözlemlenebildiğinde, güneş diskinden geçen bir gezegen olgusu meydana gelebilir.
Yörüngede hareket etmeye devam eden dünyevi bir gözlemci için alt gezegen, Güneş'ten belirli bir en büyük açısal mesafeye ulaşır ve ardından ona tekrar yaklaşmaya başlar. En büyük açısal kaymanın konumuna denir uzama . Uzama noktasında Merkür yaklaşık 28°, Venüs ise Güneş'ten yaklaşık 48° uzaktadır. Uzamalar var doğu, gezegen gün batımından sonraki akşam gözlemlendiğinde ve Batılı sabah güneş doğmadan önce görüldüğü zaman.
Alt gezegenin Güneş'in tam arkasından geçtiği ana ne ad verilir? üst bağlantı . Üst kavuşumun yakınında gezegen tam bir disk olarak gözlemleniyor.
Üst gezegenler için anlar ayırt edilir yüzleşme , Batı ve Doğu karelemeleri ve bağlantıları . Karşı tarafta, üst gezegen gökyüzünün Güneş'in karşısındaki tarafında görülebiliyor ve onunla Dünya arasındaki mesafe en küçük. Bu dönem, yüzeyinin astronomik gözlemleri için en uygun dönemdir. Karelemelerde gezegene ve güneşe doğru yönler arasındaki açı 90°'dir. Bununla birlikte üst gezegen de tıpkı alttaki gibi Güneş diskinin arkasına geçer ve ışınları arasında kaybolur. Bu dönemde Dünya'dan gezegene olan mesafe en fazladır.
Ay, Dünya etrafındaki dönüşünde, ya alt gezegen gibi Güneş ile Dünya arasında ya da üst gezegen gibi Güneş'ten daha uzakta görünür. Bu nedenle, Ay ile ilgili olarak gökbilimciler daha çok özel terminoloji kullanırlar, ancak özünde yeni ayın anı alt kavuşuma benzese de dolunay anı karşıtlığa benzer.
§4. Gezegen yörüngelerinin unsurları
Yörüngenin uzaydaki yönelimi, boyutu ve şekli ile gök cisminin yörüngedeki konumu, adı verilen 6 büyüklükle belirlenir. yörünge elemanları .
Gök cisimlerinin yörüngelerinin bazı karakteristik noktalarının kendi isimleri vardır: günberi - Güneş'in etrafında hareket eden bir gök cisminin yörüngesinin Güneş'e en yakın noktası; günöte - eliptik yörüngenin Güneş'e en uzak noktası.
Bir cismin Dünya'ya göre hareketi dikkate alınırsa, yörüngenin Dünya'ya en yakın noktasına denir. yerberi ve en uzaktaki doruk .
Daha fazlası ortak görevlerÇekim merkezi farklı gök cisimleri anlamına gelebiliyorsa isimler kullanılır: periapsis – yörüngenin merkezine en yakın nokta; merkez üssü – Yörüngenin merkezine en uzak nokta.
Yörünge elemanları– Bir gök cisminin yörüngesinin şeklini ve boyutlarını belirleyen 6 büyüklük ( a, e), uzaydaki konumu ( Ben, Ω , ω ) ve gök cisminin yörüngedeki konumu:
1) Yörüngenin şekli ve boyutları belirlenir yörüngenin yarı ana ekseni (a = OP) ve yörünge eksantrikliği e .
https://pandia.ru/text/78/111/images/image007_87.gif" align = "left" width = "257" height = "113 src = ">Eliptik bir yörünge için değer e 0 ≤ e aralığında yer alır< 1.
Şu tarihte: e= 0 yörünge daire şeklindedir; daha yakın e birliğe doğru yörünge ne kadar uzarsa. e = 1 olduğunda yörünge artık kapalı değildir ve bir parabol biçimindedir; e > 1 için yörünge hiperboliktir.
2) Uzaydaki yörüngenin yönelimi, ana düzlem olarak alınan belirli bir düzleme göre belirlenir. Güneş Sisteminin gezegenleri, kuyruklu yıldızları ve diğer cisimleri için böyle bir uçak hizmet vermektedir ekliptik düzlem. Yörünge düzleminin konumu iki yörünge elemanı tarafından belirlenir: yükselen düğümün boylamıΩ Ve yörünge eğimiBen.
Yükselen düğümün boylamı Ω - bu, Güneş'te yörünge ve ekliptik düzlemlerin kesişme çizgisi ile Koç noktasına doğru olan yön arasındaki açıdır. Açı, ekliptik boyunca ilkbahar ekinoks noktasından saat yönünde yörüngenin yükselen düğümüne Ω, yani vücudun güney yarımküreden kuzeye doğru hareket ederek ekliptikten geçtiği noktaya kadar ölçülür. Karşı noktaya denir alçalan düğüm ve düğümleri birbirine bağlayan çizgi düğüm hattı .
0° ≤ Ω ≤ 360°
Q
– gezegenin yörünge düzlemi
P – ekliptik düzlem
3) Yörüngenin düzlemdeki konumu Q günberi argümanı tarafından belirlenir ω Yörünge günberisinin yükselen düğümden açısal mesafesi olan ω = Ω P.
4) Bir gök cisminin herhangi bir andaki yörüngedeki konumunu belirleyen altıncı element olarak şunu kullanın: günberi noktasından geçiş anı .
Güneş'in günberi yönünden cismin yönüne kadar ölçülen açısına denir. gerçek anomali ν . Bir cismin yörüngesi boyunca hareket etmesindeki gerçek anormallik dengesiz bir şekilde değişir: Kepler'in ikinci yasasına göre, cisim günberi yakınında daha hızlı hareket eder P ve günötede daha yavaş A. Gerçek anormallik, ortalama anomali üzerinden formüller kullanılarak hesaplanır.
§5. Karışık hareket kavramı
Hareket halindeki gezegenler sadece Güneş'e değil aynı zamanda birbirlerine de çekilirler. Yıldız kümelerinde her yıldız diğerlerini çeker. Yapay Dünya uydularının hareketi, Ay ve Güneş'in çekiminin yanı sıra, dünyanın küresel olmayan şekli ve dünya atmosferinin direncinden kaynaklanan kuvvetlerden de etkilenir. Bu ek kuvvetlere denir rahatsız edici ve gök cisimlerinin hareketlerinde neden oldukları etkiler rahatsızlıklar . Bozulmalar nedeniyle gök cisimlerinin yörüngeleri sürekli olarak yavaş yavaş değişmektedir.
Gök cisimlerinin rahatsız edici kuvvetleri dikkate alarak hareketinin incelenmesi, özel bir bilim - gök mekaniği tarafından gerçekleştirilir.
Gök mekaniğinde geliştirilen yöntemler, Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir cismin konumunun yıllar öncesinden çok doğru bir şekilde belirlenmesini mümkün kılmaktadır. Yapay gök cisimlerinin hareketini incelemek için daha karmaşık hesaplama yöntemleri kullanılır.
§6. Armatürlerin görünür günlük hareketi
Gün boyunca her yıldız, günlük paraleli boyunca tam bir devrim yapar. İncirde. yıldızın günlük paraleli tasvir edilmiştir σ .
https://pandia.ru/text/78/111/images/image011_62.gif" align = "left" width = "252" height = "132 src = ">a) Ekvatorda, dünyanın kutupları bulunur ufukta bulunur ve kuzey ve güney noktalarıyla çakışır.Bu durumda yıldızların günlük paralellikleri dikey düzlemlerdedir.
b) Kuzey kutbunda dünyanın ekseni dikey olarak yukarı doğru, yani kuzey gök kutbuna doğru yönlendirilir. P Zenit ile çakışıyor z. Tüm yıldızların günlük yolları ufka paralel düzlemlerdedir.
Meridyenin konumu belirsizleşir. Dünya yüzeyinde bu noktadan itibaren herhangi bir yön güney olacaktır.
§7. Yıldızların uzaması
Azimut" href="/text/category/azimut/" rel="bookmark">günlük paralel boyunca hareket sırasında azimut, |A| ≤ 90° ile kuzey noktasından ±A dahilinde dalgalanır.
Uzama azimutları aşırı değerler aldığında yıldızların konumuna denir. Gök küresinin hangi tarafında oluştuklarına bağlı olarak doğu ve batı uzantıları ayırt edilir. İncirde. yıldız 1 doğu uzamasına sahiptir e E ve batı uzaması e W. Yıldızın 2 uzaması yoktur.
§8. Efemeridler
Efemeridler, gök cisimlerinin gökyüzündeki konumu, hareket hızları, yıldız büyüklükleri ve astronomik gözlemler için gerekli diğer veriler hakkında bilgi içeren tablolardır. Efemeris, daha önce gerçekleştirilen gözlemlerin sonuçlarına dayanarak gelecek zamanlar için derlenir.
Efemeris hesaplanırken gök cisimlerinin hareket teorileri ve parlaklıklarındaki değişim yasaları kullanılır.
Kullanılan malzemelerin doğruluğuna bağlı olarak efemeris ileriye doğru hesaplanır. farklı dönemler zaman. Böylece, küçük gezegenlerin gök koordinatlarını içeren efemeridleri bir yıl veya daha uzun bir süre önceden derlenir. Hareketleri doğru bir şekilde açıklanamayan belirli kuvvetlerden (örneğin, yoğunluğu sürekli değişen atmosferin direnci) etkilenen yapay Dünya uydularının efemeridleri, yalnızca 1-2 ay içinde gerekli doğrulukla derlenebilir. peşin.
Efemeris ayrıca teleskop montaj açılarını, ayın evrelerini ve gözlemlerin rasyonel olarak yapılmasına yardımcı olan diğer bilgileri de içerebilir. Örneğin Kutup Yıldızı gözlemleri sadece gece değil gündüz saatlerinde de yapılabiliyor; Bunu yapmak için, yaklaşık yatay koordinatlardan (çalışma efemeris) - azimuttan oluşan özel bir tabloyu önceden derlemek gerekir. A ve yükseklikler H Polar. Cihazı değerlerine göre yönlendirerek borunun görüş alanında Kuzey Yıldızı görüntüsünü bulabilirsiniz.
Polyarnaya efemeridlerinin derlenmesi (yani, yaklaşık yatay koordinatları hesaplama prosedürü - beklenen gözlem anlarında yükseklik h ve azimut a):
AE'den seçim yapın φ ; yerel yıldız zamanı S doğum zamanında bulundu D .
Gök kutbunun yüksekliği enlemine eşittir H P = φ
Bir üçgenden zσk taraflar zk Ve zσ bazı varsayımlarla birbirine eşit kabul edilebilir: 90°-φ-χ = 90°- H ,
Neresi φ+χ = H .
Astronomik tablolarda değer χ genellikle ile gösterilir ƒ , Daha sonra H = φ+ƒ
Bu nedenle h Polar'ı belirlemek için gereken değer: ƒ yerel yıldız zamanı S ve onu ekle φ .
Polar azimut a aynı tablolardan bağımsız değişkenlerle alınır S Ve φ . Daha sonra, Polyarnaya'nın çalışma efemeris'i, belirli bir aralıkta (örneğin, 30m) belirli bir gözlem anında hesaplanır.
Konu 4. Dünyanın ve Ayın Dönmesi. Faktörler değişime neden olmak yıldız koordinatları.
§1. Dünyanın yörünge ve dönme hareketinin özellikleri
Dünya güneş sistemindeki gezegenlerden biridir. Diğer gezegenler gibi, Güneş'in etrafında eliptik bir yörüngede hareket eder; yarı ana ekseni (yani, Dünya ile Güneş'in merkezleri arasındaki ortalama mesafe), astronomide Güneş'in uzunluğunu ölçmek için bir uzunluk birimi (au) olarak benimsenir. gök cisimleri arasındaki mesafeler Güneş Sistemi. Yörüngenin farklı noktalarında Dünya'dan Güneş'e olan mesafe aynı değildir; günberi noktasında (3 Ocak) yaklaşık 2,5 milyon km daha azdır ve afelionda (3 Temmuz) ortalama mesafeden aynı miktarda daha fazladır. 149,6 milyon km'dir.
Gezegenimiz Güneş etrafındaki yörüngesinde hareket ederken, Dünya'nın ekvator düzlemi (yörünge düzlemine 23°27' açıyla eğik) kendisine paralel olarak öyle hareket eder ki, yörüngenin bazı kısımlarında Küre, kuzey yarım küresiyle Güneş'e, diğer yarım küresiyle ise güney yarım küresiyle Güneş'e doğru eğiktir.
Dünyanın günlük dönüşü neredeyse sabit bir hızla gerçekleşir. açısal hız 23 saat 56 dakika 04,1 saniyelik bir süre ile, yani bir yıldız günü için. Dünyanın günlük dönüş ekseni, kuzey ucu yaklaşık olarak yıldıza doğru yönlendirilmiştir. alfa Küçük Ayı bu nedenle Kuzey Yıldızı olarak anılır.
§2. Dünyanın kutuplarının hareketi
Dünyanın dönme ekseni, kendi ekseni üzerinde sallanıyor gibi görünen Dünya'nın gövdesinde sabit bir pozisyon işgal etmez, bunun sonucunda dünyanın kutupları, dünya yüzeyinde karmaşık bir eğri tanımlar, bir noktadan uzaklaşmaz. belirli ortalama konumu 0,3-0,4"ten fazla artırdı. Dünya yüzeyindeki direğin gezinmesi nedeniyle, Dünya yüzeyinde bulunan noktaların coğrafi koordinatları - enlem ve boylam - değişmek zorundadır.
Dünyanın özelliklerinden biri de pusulayı kullanabilmemizi sağlayan manyetik alanıdır. Pusula iğnesinin kuzey ucunun çekildiği dünyanın manyetik kutbu, Kuzey Coğrafi Kutbu ile çakışmamakta, koordinatları ≈ 76° Kuzey olan bir noktada bulunmaktadır. w. ve 101° B. d.Dünyanın güney yarım küresinde bulunan manyetik kutbun koordinatları 66° güneydir. w. ve 140° D. d.(Antarktika'da).
§3. Ayın Hareketi
Ay, Dünya'ya en yakın gök cismidir, doğal uydu gezegenimizin. Yaklaşık 400 bin km uzaklıkta Dünya'nın yörüngesinde dönüyor. Ay'ın çapı Dünya'nınkinden sadece 4 kat daha küçüktür, 3476 km'ye eşittir. Kutuplardan sıkıştırılmış olan Dünya'nın aksine Ay, düzenli bir küreye çok daha yakındır.
Kuzey Kutbu'ndan bakıldığında Ay, Güneş Sistemindeki tüm gezegenler ve uydular gibi, Dünya'nın yörüngesinde saat yönünün tersine döner. Dünyanın etrafında bir devrimin tamamlanması 27,3 gün sürer. Ay'ın Dünya etrafındaki bir devriminin süresi, kendi ekseni etrafındaki bir devriminin zamanına tam olarak eşittir. Bu nedenle Ay sürekli olarak aynı tarafıyla Dünya'ya dönüktür. İçinde olduğu varsayılmaktadır erken dönemler Tarihi boyunca Ay, kendi ekseni etrafında biraz daha hızlı dönmüştü ve bu nedenle Dünya'ya doğru dönmüştü. farklı kısımlarda onun yüzeyi. Ancak devasa Dünya'nın yakınlığı nedeniyle Ay'ın katı gövdesinde önemli gelgit dalgaları ortaya çıktı. Hızla dönen Ay üzerinde etkili oldular. Ay'ın yavaşlama süreci, sürekli olarak tek tarafı Dünya'ya dönene kadar devam etti. Görünür ve görünür kavramları buradadır. ters taraf Aylar. Toplamda, Ay yüzeyinin %59'u Dünya'dan görülebilmektedir.
§4. Presesyon ve nutasyon
Üst kısım döndüğünde ekseni neredeyse hiçbir zaman sabit değildir. Yer çekiminin etkisi altında, kanunlara uygun olarak dönme hareketi, üst kısmın ekseni konik bir yüzeyi tanımlayarak hareket eder. Dünya büyük bir tepedir. Ve dönme ekseni, Ay ve Güneş'in ekvator fazlalığı üzerindeki çekim kuvvetinin etkisi altında (Dünya'nın basıklığı nedeniyle ekvatorun kutuplardan daha fazla maddeye sahip olduğu görülüyor) da yavaşça dönüyor.
Dünyanın dönme ekseni, ekliptik eksenin yakınında 23,5°'lik bir açıya sahip bir koniyi tanımlar; bunun sonucunda gök kutbu, ekliptik kutbu etrafında küçük bir daire içinde hareket ederek yaklaşık 26.000 yılda bir devrim yapar. bu harekete denir devinim .
Devinimin sonucu, ilkbahar ekinoks noktasının Güneş'in görünen hareketine doğru yılda 50,3 inç kadar kademeli olarak kaymasıdır. bu nedenle Güneş her yıl ilkbahar ekinoksuna, gökyüzünde tam bir dönüş yapmadan 20 dakika önce girer.
Gök ekvatorunun ve gök kutbunun konumunun değiştirilmesi ve Koç noktasının hareket ettirilmesi ekvator ve ekliptik gök koordinatlarında değişikliğe neden olur. Bu nedenle gök cisimlerinin koordinatları kataloglarda verilirken veya haritalarda gösterilirken, koordinat sistemi belirlenirken ekvatorun ve Koç noktasının konumlarının alındığı “çağı” yani zaman içindeki anı belirtmeleri gerekir.
Büyük ölçüde, Ay'ın çekim kuvvetlerinin etkisi altında devinim meydana gelir. Güneş ve Ay'ın Dünya'ya göre konumlarındaki değişiklikler nedeniyle devinim hareketine neden olan kuvvetler sürekli değişmektedir. Bu nedenle, Dünya'nın dönme ekseninin koni boyunca hareketi ile birlikte, küçük titreşimler de gözlenir. nutasyon . Presesyon ve nutasyonun etkisi altındaki gök kutbu, yıldızlar arasında karmaşık dalga benzeri bir eğriyi tanımlar.
Yıldızların koordinatlarındaki devinim nedeniyle değişme hızı, yıldızların gök küresindeki konumuna bağlıdır. Farklı yıldızların eğimleri, sağa yükselişe bağlı olarak yıl boyunca +20” ila -20” arasında değişir. Sağ yükselişler, devinim nedeniyle daha karmaşık bir şekilde değişir ve bunların düzeltilmesi, yıldızların hem doğru yükselişlerine hem de sapmalarına bağlıdır. Presesyon tabloları astronomi yıllıklarında yayınlanmaktadır.
Presesyon ve nutasyon yalnızca Dünya'nın dönme ekseninin uzaydaki yönünü değiştirir ve bu eksenin Dünya'nın gövdesindeki konumunu etkilemez. Dolayısıyla dünya yüzeyindeki yerlerin enlem ve boylamları devinim ve nütasyon nedeniyle değişmez ve bu olaylar iklimi etkilemez.
§5. Işığın sapması
Işık sapması, gök cisimlerinin ve gözlemcinin göreceli hareketinden kaynaklanan, gök cisimlerinin gökkubbedeki gerçek konumlarından görünen sapmasıdır.
Sapma olgusu, bir kişinin sağanak yağmurda yaşadığı deneyimle karşılaştırılabilir. Yağmurda duran bir adam şemsiyesini başının üstünde tutuyor. Ancak yürürken, kuru kalmak istiyorsa şemsiyeyi öne doğru eğmek zorunda kalıyor ve ne kadar hızlı yürürse şemsiyeyi o kadar çok eğmek zorunda kalıyor. Ve yağmur damlaları hala düz bir şekilde aşağıya düşse de, kişiye şemsiyeyi eğdiği noktadan geliyormuş gibi geliyor.
Benzer şekilde, hareket eden bir gözlemciye, bir gök cisminin ışığı, cismin bulunduğu noktadan değil, gözlemcinin hareket yönünde birinciye göre kaydırılmış başka bir noktadan geliyormuş gibi görünür. Tutulumun kutbunda bir yıldız olsun. Işığı, Dünya'nın yörüngesinde hareket ettiği hız yönüne dik olarak Dünya'ya düşer. Ancak teleskopunu tutulumun kutbuna doğrultan bir gökbilimci, görüş alanının ortasındaki yıldızı göremeyecektir: böyle bir teleskopun merceğine giren bir ışık ışınının tüm tüpün içinden geçmesi için zamana ihtiyacı vardır ve bu sırada Zamanla tüp Dünya ile birlikte hareket edecek ve yıldızın görüntüsü görüş alanının merkezine düşmeyecek.
Bu nedenle görüş alanının merkezinde yer alan gökcisminin gözlemlenebilmesi için teleskopun gözlemcinin hareketine göre belli bir açıyla öne doğru eğilmesi gerekmektedir.
§5. Paralaks
Trene binerken, raylar boyunca duran sütunlar pencerenin dışında yanıp sönüyor. Birkaç on metre uzakta bulunan binalar daha yavaş geri dönüyor. demiryolu. Ve ufka yakın bir yerde bulunan evler ve korular çok yavaş, isteksizce trenin gerisinde kalıyor. Gözlemci hareket ettiğinde bir nesnenin yönünün değişme hızı, nesne gözlemciden ne kadar uzak olursa o kadar küçük olur. Ve bundan, nesnenin açısal yer değiştirmesinin büyüklüğünün ne olduğu sonucu çıkar. paralaktik yer değiştirme ya da sadece paralaks , bir nesneye olan mesafeyi karakterize edebilirsiniz.
Bir yıldızın paralaktik yer değiştirmesini dünya yüzeyi boyunca hareket ederek tespit etmek imkansızdır: yıldızlar çok uzaktadır ve bu tür hareketler sırasındaki paralakslar, ölçüm olasılıklarının çok ötesindedir.
https://pandia.ru/text/78/111/images/image015_43.gif" align = "left" width = "240" height = "192">
Bu durumda dünyanın merkezinden yıldızın ufukta bulunduğu ekvator noktasına doğru hareket eden hayali bir gözlemci için paralaks hesaplanır.
Güneş'in (ve diğer gök cisimlerinin) gökyüzündeki günlük hareketi, Dünya'nın batıdan doğuya doğru kendi ekseni etrafında dönmesinin bir sonucudur ve buna göre Güneş'in görünen hareketi şu şekilde gerçekleşir: doğudan batıya. Ancak eğimin varlığı nedeniyle dünyanın ekseni Güneş etrafındaki yörünge düzlemine göre, Dünya Güneş etrafında dönerken gün doğumu/batımı noktaları sürekli olarak değişmektedir ve bunun sonucunda doğuda/batıda gün doğumu/batımı yalnızca ayın başlangıcına denk gelen ekinoksların yakınında meydana gelmektedir. 20 Mart ve Eylül. Yaz aylarında, Dünya'nın kuzey yarım küresi sırasıyla Güneş'e bakar, orta enlemlerde güneşin doğuş noktası kuzeydoğuya, gün batımı noktası ise kuzeybatıya kayar ve kışın Dünya, güney yarım küreyi Güneş'e ve Güneş'e maruz bırakır. Güneşin doğuşu güneydoğuda, gün batımı ise güneybatıda meydana gelir.
Güneş'in yıldızlara göre yıllık yolu, Dünya'nın Güneş etrafındaki devrimiyle ilişkilidir. Elbette gün içinde yıldızların görünmemesi nedeniyle Güneş'in bu hareketini takip etmek zordur, ancak gün içerisinde bu hareket nedeniyle Güneş yıldızların arka planına karşı bir derece hareket eder. (yani görünür boyutlarının ikisiyle). Ancak bu hareketin varlığı, yıldızlı gökyüzünün mevsimlere göre değişen görünümünün ve özellikle gözlemlenen takımyıldızların varlığına işaret etmektedir. Örneğin, Orion takımyıldızı sonbahardan ilkbaharın ortasına kadar karanlık gökyüzünde gözlemlenebilir, ancak yılın geri kalanında Güneş bu takımyıldıza çok yakındır (doğrudan içinden geçmese de) ve gündüzleri Bu takımyıldızı oluşturan yıldızların gökyüzünde çıplak gözle görülebilmesi mümkün görünmemektedir. Güneş, yıl boyunca Dünya'dan gözlemlendiğinde, gökyüzünde ekliptik adı verilen ve Dünya'nın yörüngesinin düzlemini gösteren bir çizgi boyunca hareket eder (devamı kesin tanım− Dünya-Ay sisteminin kütle merkezinin yörünge düzlemi) ve 13 takımyıldızın (Koç, Boğa, İkizler, Yengeç, Aslan, Başak, Terazi, Akrep, Ophiuchus, Yay, Oğlak, Kova ve Balık) içinden geçer. Dünya Güneş'in etrafında eliptik bir yörüngede döndüğünden, yörünge hızı değişken bir değerdir ve bu, Güneş'in ekliptik boyunca görünen hareketini doğal olarak etkiler. Görünen hareket de düzensizdir - Güneş ekliptiğin yarısını daha yavaş geçer (Dünya ışıktan daha uzak olduğunda) ve ikincisi - daha hızlıdır, bu nedenle kuzey yarımkürede ilkbahar ve yaz biraz daha uzundur sonbahar ve kıştan daha. Kuzey yarımkürede yaz mevsimindeyken, Dünya Güneş'e en uzak olur ve yörüngesinde en yavaş hareket eder; kış mevsiminde ise en yakın olur ve daha hızlı hareket eder (güney yarımkürede ise durum tam tersidir).
Ay'ın görünen hareketi
Ay yörüngesinin düzlemi, dünyanın Güneş etrafındaki yörüngesinin düzlemine 5 derecelik bir eğime sahiptir, dolayısıyla Ay'ın yıldızlara göre görünen hareketi ekliptik çizgisinin yakınından geçer. Ancak bu hareketin hızı Güneş'inkinden çok daha fazladır. Eğer Güneş gökyüzünde yıldızlara göre görünür çapı kadar yarım Dünya gününde hareket ederse, Ay aynı mesafeyi yaklaşık 1 saatte kat eder ve Ay karanlık gökyüzünde görülebildiği için Bu yer değiştirmeyi yıldızların arka planında takip etmek zor değil. Ay, yörüngesinde, Dünya'nın kendi ekseni etrafında dönmesiyle aynı yönde hareket eder (kuzey kutbundan bakıldığında saat yönünün tersine), dolayısıyla Ay'ın yıldızların arka planına karşı görünen hareketi batıdan doğuya doğru gerçekleşecektir. Ay yörüngesinin Dünya'nınkinden daha büyük eliptik olması nedeniyle Ay'ın görünürdeki hareketi daha düzensiz olacaktır. Ay, yıldızlara göre (ve Dünya çevresinde) 27 gün, 7 saat, 43 dakika, 11,5 saniyede dolaşır. Yeni ayda Ay, gökyüzünde Güneş ile aynı yöndedir (yani Dünya ile Güneş arasındadır) ve bu nedenle ışıksız tarafa bakar. Ancak yavaş yavaş yıldızdan doğuya doğru ilerledikçe, ay diskinin Güneş tarafından aydınlatılan kenarı büyümeye başlar ve dolunaya kadar böyle devam eder. Dolunay doğu gökyüzünde yükseliyor ve altı ay önce kabaca Güneş'in günlük yolunu izliyor. Böylece, kuzey yarımkürede, yaz aylarında, Güneş kuzeydoğudan yükselip, yükselip kuzeybatıdan battığında - Ay da güneydoğudan yükselir, ufkun üzerinde yükselmez ve batıdan batar. sabah güney, batı (kışın kuzey yarımkürede gündüzleri Güneş gibi). Ay düzlemleri ile dünyanın yörüngelerinin kesişme noktalarının varlığı bize güneş ve ay tutulmaları gibi olayları gözlemleme fırsatı verir. Bununla birlikte, bunlar yalnızca birbirinden bağımsız olarak aşağıdaki koşulların eşzamanlı olarak karşılanması durumunda ortaya çıkar - yıldızlara göre yolundaki Ay, bu yolun ekliptikle kesişme noktasına yakın olmalı ve ayrıca yeni bir yol bulunmalıdır. ay (güneş tutulması için) veya dolunay (ay tutulması için).
Gezegenlerin görünen hareketi
Gezegenlerin yörünge düzlemleri, Dünya'nın yörünge düzlemine birkaç dereceden fazla olmayan bir eğime sahiptir, bu nedenle yıldızlara göre görünen yolları ekliptiğe yakın geçer, ancak bu hareketin yörüngesi çok daha karmaşıktır. Güneş ve Ay'ınki. Başlangıçta Ay ve Güneş ile aynı yönde hareket eden (batıdan doğuya (ileri hareket)), gezegenler bir noktada yavaşlamaya, durmaya ve ardından bir süre doğudan batıya (geriye doğru hareket) hareket etmeye başlar. daha sonra tekrar yavaşlarlar ve tekrar doğrudan harekete geçerler. Yön değiştirirken hareketin yörüngesi bir döngü şeklindedir.
Güneş'e Dünya'dan daha yakın olan gezegenlerin (alt gezegenler) hareketi, Dünya'dan daha uzakta olan gezegenlerin (üst gezegenler) hareketinden biraz farklıdır. Venüs gökyüzünde Güneş'ten daha hızlı ileri yönde hareket eder, onu geçer, ardından Güneş'ten 47 dereceden fazla uzakta durmaz (bu, armatürden maksimum açısal mesafenin noktasıdır (doğu uzaması)), ardından geriye doğru bir hareket yapar ve Güneş'i tekrar tekrar geçer ve armatürden 47 dereceden fazla uzakta durmaz (batı uzanımı), ardından tekrar doğrudan harekete geçer. Merkür de hareket ediyor, yalnızca döngünün boyutu daha küçük olacak çünkü Merkür Güneş'e daha yakın ve güneşe olan açısal mesafesi çok küçük, maksimum 28 derece. Mars ve diğer üst gezegenler söz konusu olduğunda, ileri yöndeki hareket Güneş'inkinden daha yavaş olacaktır, bu nedenle gezegenler giderek Güneş'in batısına doğru giderek onun gerisinde kalacaklardır. Gezegen Güneş'ten ters yönde olduğunda, yıldızların arka planına karşı hareketi yavaşlayacak ve geriye doğru bir harekete geçecek, bu da kısa süre sonra yavaşlayacak ve tekrar ileri bir harekete geçecek, ardından gezegen gökyüzünde Güneş'e yaklaşmaya başlayacak. Üst gezegen ne kadar uzaktaysa, hareket yönü değiştirilirken döngünün boyutu o kadar küçük olacaktır.
Hareket yönlerindeki değişiklikler, gezegenlerin eşit olmayan yörünge hızlarından kaynaklanmaktadır. Venüs ve Merkür'ün geri hareketi, Dünya'yı geçtiklerinde, yörüngelerinde hareket ettiklerinde ve aynı zamanda Güneş'in Dünya ile aynı tarafında olduklarında meydana gelir. Üst gezegenlerde ise tam tersine, Dünya onları geride bırakır ve bu nedenle geriye doğru bir hareket alırlar. Döngüler, gezegen yörüngelerinin aynı düzlemde bulunmaması, ancak küçük de olsa dünyanın yörüngesinin düzlemine göre eğimlere sahip olması nedeniyle elde edilir.
Yıldızların görünen hareketi
Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin görünürdeki hareketleri dikkate alındığında, "yıldızlara göre hareket" tabiri sıklıkla dile getirilmekte ve bu da yıldızların tamamen hareketsiz olduğu izlenimini verebilmektedir. Gerçekte durum böyle değil; sadece yıldızların hızları, onlara olan uzaklıklara kıyasla o kadar küçük ki, on yıllar boyunca bile hareketlerini çıplak gözle fark etmek neredeyse imkansız. Hareket en iyi yüksek yıldızlara sahip yıldızlarda görülür. gerçek hızlar gözlemcinin görüş hattı boyunca ve aynı zamanda hala Güneş'e göreceli yakınlıktalar, böylece bu hız en azından bir şekilde farkedilebilir, çünkü yüzlerce ışık yılından uzaklaşıldığında, hatta yüzlerce km/s'lik enine hızlarda bile, yıldızın konumu son derece yavaş değişecektir. Yıldızlar arasında (Güneş hariç), Barnard Yıldızı gökyüzündeki en yüksek öz harekete sahiptir - Güneş'ten 6 ışıkyılı uzaklığa rağmen çıplak gözle görülemeyen çok sönük bir kırmızı cüce. Ancak yine de bu yıldız gökyüzünde yılda 10 yay saniyesi kadar hareket eder; bu, görünen çapından 180 kat daha azdır. Dolunay. Bir yıldızın gökyüzündeki daha uzaktaki yıldızların arka planına karşı Ay'ın büyüklüğüne eşit bir mesafeye hareket etmesinin yaklaşık olarak aynı sayıda yıl sürdüğünü tahmin etmek zor değil. Ancak bu, bu kadar büyük özdevime sahip tek bir yıldızdır; diğer yıldızlar için bu hareketler çok daha yavaştır.
Uzay araştırmaları uzun zamandır hayal gücünün ötesine geçti:
– her yıl astronotlar Dünya'nın ötesine geçiyor;
– insanlar, bazıları halihazırda güneş sistemini geçmiş olan uyduları fırlatıyor;
– dev teleskoplar gezegenimizin yörüngesinden yıldızları gözlemliyor.
Gökyüzündeki ilk öncü kimdi? Uzay başarılarımızın arkasında hangi inanılmaz teoriler var? Gelecek bizim için neler sunuyor? Bu kitap size en çok kısaca ve net bir şekilde anlatacak. önemli keşifler astronomi alanında bunları yapan insanlar hakkında.
Sadece bir saat içinde bilimsel keşiflerden haberdar olun!
Kitap:
| <<< Назад
|
İleri >>> |
Tycho Brahe'nin gözlemleri ve ölçümleri, öğrencisi Alman bilim adamı Johannes Kepler'in şunları yapmasına olanak sağladı: Sonraki adım astronominin gelişiminde.
Yermerkezli Ptolemaik dünya sistemi ve Kopernik'in güneş merkezli sistemi
Mars'ın yörüngesini hesaplayan Kepler, onun Kopernik ve diğer bilim adamlarının inandığı gibi bir daire değil, bir elips olduğunu keşfetti. İlk başta bu sonucu diğer gezegenlere yaymadı, ancak daha sonra sadece Mars'ın değil, tüm gezegenlerin elipsoidal bir yörüngeye sahip olduğunu fark etti ve böylece Kepler'in gezegenlerin hareketiyle ilgili ilk yasası keşfedildi. İÇİNDE modern formülasyon kulağa şöyle geliyor: Güneş sisteminin her gezegeni, Güneş'in bulunduğu odak noktalarından birinde bir elips içinde dönüyor.
Gezegensel hareketin ikinci yasası birincinin mantıksal bir sonucuydu. Daha birinci yasanın formüle edilmesinden önce Kepler, Mars'ın hareketini gözlemlerken, gezegenin Güneş'ten uzaklaştıkça daha yavaş hareket ettiğini fark etmişti. Yörüngenin eliptik şekli, hareketin bu özelliğini tam olarak açıklamaktadır. Eşit zaman dilimleri boyunca, bir gezegeni Güneş'e bağlayan düz bir çizgi eşit alanları tanımlar - bu Kepler'in ikinci yasasıdır.
İkinci yasa gezegenin hızındaki değişimi açıklıyor ancak herhangi bir hesaplama yapmıyor. Gezegenlerin ne kadar hızlı döndüğünü ve Güneş'in etrafındaki yolculuğunun ne kadar sürdüğünü hesaplamanın formülü Kepler'in üçüncü yasasıdır.
Kepler'in araştırması Ptolemy ve Kopernik'in dünya sistemleri arasındaki anlaşmazlığa son verdi. Sistemimizin merkezinde Dünya'nın değil Güneş'in olduğunu ikna edici bir şekilde kanıtladı. Kepler'den sonra bilim dünyasında yermerkezli sistemi yeniden canlandırmak için herhangi bir girişimde bulunulmadı.
Kepler tarafından keşfedilen üç gezegen hareketi yasasının doğruluğu çok sayıda araştırma tarafından doğrulandı. astronomik gözlemler. Ancak bu kanunların dayanakları ve gerekçeleri 17. yüzyılın sonlarına kadar belirsizliğini korudu. Newton'un dehası kendini göstermedi.
Herkes Newton'un evrensel çekim yasasını nasıl keşfettiğinin hikayesini biliyor: kafasına bir elma düştü ve Newton elmanın Dünya'ya çekildiğini fark etti. Bu efsanenin genişletilmiş versiyonunda bilim adamının bir elma ağacının altında otururken baktığı Ay da bulunmaktadır.
Elma düştükten sonra Newton, elmanın düşmesine neden olan kuvvet ile Ay'ı Dünya'nın yörüngesinde tutan kuvvetin aynı nitelikte olduğunu fark etti.
Gerçekte elbette her şey o kadar basit değildi: Ünlü yasanın keşfinden önce, Newton uzun yıllarını mekaniği, hareket yasalarını ve cisimler arasındaki etkileşimi incelemeye adadı. Yerçekimi kuvvetlerinin varlığını öne süren ilk kişi o değildi. Galileo Galilei bundan bahsetti, ancak Dünya'ya olan çekiciliğin yalnızca gezegenimize etki ettiğine ve yalnızca Ay'a kadar uzandığına inanıyordu. Gezegensel hareket yasalarını keşfeden Kepler, bunların yalnızca uzayda çalıştığından ve dünya fiziğiyle hiçbir ilişkisi olmadığından emindi. Newton bu iki yaklaşımı birleştirmeyi başardı; bunu ilk fark eden o oldu. fiziksel yasalar Başta evrensel çekim yasası olmak üzere evrenseldir ve tüm maddi cisimlere uygulanabilir.
Evrensel çekim yasasının özü, Evrendeki kesinlikle tüm cisimler arasında çekim olduğu gerçeğine iner. Çekim kuvveti iki ana miktara bağlıdır: cisimlerin kütlesi ve aralarındaki mesafe. Vücut ne kadar ağır olursa, daha hafif cisimleri o kadar güçlü çeker. Dünya, Ay'ı çeker ve onu yörüngesinde tutar. Ay'ın gezegenimiz üzerinde de belirli bir etkisi vardır (gelgitlere neden olur), ancak Dünya'nın daha büyük kütlesi nedeniyle çekim kuvveti daha fazladır.
Newton, evrensel çekim yasasına ek olarak üç hareket yasasını formüle etti. Bunlardan ilkine eylemsizlik yasası denir. Şöyle diyor: Bir cisme herhangi bir kuvvet uygulanmazsa, hareketsiz veya tekdüze bir durumda kalacaktır doğrusal hareket. İkinci yasa kuvvet ve ivme kavramını ortaya koyar ve bu iki nicelik, Newton'un kanıtladığı gibi, cismin kütlesine bağlıdır. Kütle ne kadar büyük olursa, uygulanan belirli bir kuvvet için ivme o kadar az olacaktır. Newton'un üçüncü yasası iki maddi nesnenin etkileşimini açıklar. En basit formülasyonu şunu söylüyor: Etki, tepkiye eşittir.
Isaac Newton'un yaptığı keşifler ve türettiği formüller astronomiye, bu bilimin çok daha ileriye götürülmesini mümkün kılan güçlü bir araç kazandırdı. Daha önce hiçbir açıklaması olmayan birçok olgu, doğasını ortaya çıkardı. Gezegenlerin neden Güneş'in etrafında döndüğü ve uyduların uzaya uçmadan gezegenlerin etrafında döndüğü anlaşıldı: yerçekimi kuvveti tarafından tutuluyorlar. Atalet kanunu nedeniyle gezegenlerin hızları aynı kalır. Gök cisimlerinin yuvarlak şekli de kendi açıklamasını aldı: yerçekimi, daha büyük bir merkezin çekimi nedeniyle elde edildi.
| <<< Назад
|
İleri >>> |
