Qadim zamonlardan beri insoniyat osmon jismlarining: Quyosh, Oy va yulduzlarning ko'rinadigan harakatlariga qiziqib kelgan. Tasavvur qilish qiyin, bizning quyosh tizimimiz juda katta bo'lib, Quyoshdan 4 trillion milya uzoqlikda joylashgan. Shu bilan birga, Quyosh Somon yo'li galaktikasini tashkil etuvchi boshqa yulduzlarning faqat yuzdan bir qismidir.
Somon yo'li
Galaktikaning o'zi gaz, chang va 200 milliarddan ortiq yulduzlardan iborat aylanuvchi ulkan g'ildirakdir. Ularning o'rtasida trillionlab kilometr bo'sh joy yotadi. Quyosh galaktikaning chekkasida, spiral shaklida joylashgan: yuqoridan, Somon yo'li yulduzlarning ulkan aylanuvchi dovuliga o'xshaydi. Galaktikaning kattaligi bilan solishtirganda, Quyosh tizimi juda kichik. Agar biz Somon yo'li Evropaning kattaligida ekanligini tasavvur qilsak, quyosh tizimi yong'oqdan kattaroq bo'lmaydi.
quyosh tizimi
Quyosh va uning 9 ta sun’iy yo‘ldoshi sayyoralari galaktika markazidan bir yo‘nalishda tarqalgan. Sayyoralar o'z yulduzlari atrofida aylanayotgani kabi, yulduzlar ham galaktikalar atrofida aylanadi.
Ushbu galaktik karusel atrofida aylanishni yakunlash uchun Quyoshga soatiga 588 000 mil tezlikda taxminan 200 million yil kerak bo'ladi. Bizning Quyoshimiz boshqa yulduzlardan hech qanday o'ziga xos xususiyati bilan farq qilmaydi, faqat uning sun'iy yo'ldoshi, Yer deb ataladigan, hayot yashaydigan sayyorasi bor. Sayyoralar va asteroidlar deb ataladigan kichikroq samoviy jismlar o'z orbitalarida Quyosh atrofida aylanadi.
Yoritgichlarning birinchi kuzatuvlari
Inson kamida 10 000 yil davomida samoviy jismlarning ko'rinadigan harakatlarini va kosmik hodisalarni kuzatadi. Birinchi marta samoviy jismlar haqidagi yilnomalarda yozuvlar paydo bo'ldi qadimgi Misr va Shumer. Misrliklar osmondagi jismlarning uch turini ajrata oldilar: yulduzlar, sayyoralar va "dumli yulduzlar". Shu bilan birga, samoviy jismlar kashf qilindi: Saturn, Yupiter, Mars, Venera, Merkuriy va, albatta, Quyosh va Oy. Osmon jismlarining ko'rinadigan harakatlari - bu jismlarning kunlik aylanishidan qat'i nazar, koordinatalar tizimiga nisbatan Yerdan qabul qilingan harakati. Haqiqiy harakat - bu jismlarga ta'sir qiluvchi kuchlar bilan belgilanadigan ularning kosmosdagi harakati.
Ko'rinadigan galaktikalar
Tungi osmonga qarab, siz bizning eng yaqin qo'shnimiz - - spiral shaklida ko'rishingiz mumkin. Somon yo'li o'zining kattaligiga qaramay, koinotdagi 100 milliard galaktikadan faqat bittasi. Teleskopdan foydalanmasdan, siz uchta galaktikani va bizning bir qismini ko'rishingiz mumkin. Ulardan ikkitasi Katta va Kichik Magellan bulutlari deb ataladi. Ular birinchi marta janubiy suvlarda 1519 yilda portugal tadqiqotchisi Magellan ekspeditsiyasi tomonidan ko'rilgan. Bu kichik galaktikalar atrofida aylanishadi Somon yo'li, shuning uchun bizning eng yaqin kosmik qo'shnilarimizdir.
Yerdan ko'rinadigan uchinchi galaktika Andromeda bizdan taxminan 2 million yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Bu shuni anglatadiki, Andromeda yulduzlarining yorug'ligi bizning Yerga yaqinlashishi uchun millionlab yillar kerak bo'ladi. Shunday qilib, biz bu galaktikani 2 million yil avvalgidek tasavvur qilamiz.
Ushbu uchta galaktikadan tashqari siz tunda Somon yo'lining ko'plab yulduzlar bilan ifodalangan qismini ko'rishingiz mumkin. Qadimgi yunonlarning fikriga ko'ra, bu yulduzlar guruhi Gera ma'budasining ko'kragidan olingan sut, shuning uchun bu nom.
Yerdan ko'rinadigan sayyoralar
Sayyoralar Quyosh atrofida aylanadigan samoviy jismlardir. Venera osmonda porlayotganini kuzatganimizda, buning sababi shundaki, u Quyosh tomonidan yoritilgan va uning bir qismini aks ettiradi. quyosh nuri. Venera Kechki yulduz yoki Tong yulduzi. Kechqurun va ertalab turli joylarda bo'lgani uchun odamlar uni boshqacha chaqirishadi.
Venera sayyorasi Quyosh atrofida qanday aylanadi va uning o'rnini o'zgartiradi. Kun davomida samoviy jismlarning ko'rinadigan harakati sodir bo'ladi. Osmon koordinatalari tizimi nafaqat yorug'lik nurlarining joylashishini tushunishga yordam beradi, balki yulduz xaritalarini tuzish, yulduz turkumlari bo'yicha tungi osmonda harakat qilish va samoviy jismlarning xatti-harakatlarini o'rganish imkonini beradi.
Sayyora harakati qonunlari
Osmon jismlarining harakati haqidagi kuzatishlar va nazariyalarni birlashtirib, odamlar bizning galaktikamizning naqshlarini aniqladilar. Olimlarning kashfiyotlari samoviy jismlarning ko‘rinadigan harakatlarini ochishga yordam berdi. kashf etilgan birinchi astronomik qonunlar qatoriga kiradi.
Nemis matematiki va astronomi ushbu mavzuning kashshofi bo'ldi. Kepler Kopernikning ishini o'rganib, eng ko'p hisoblab chiqdi yaxshiroq shakl, bu samoviy jismlarning ko'rinadigan harakatlarini tushuntiradi - ellips va ma'lum bo'lgan sayyoralar harakati naqshlarini yoritadi. ilmiy dunyo Kepler qonunlari kabi. Ulardan ikkitasi sayyoraning orbitadagi harakatini tavsiflaydi. Ular o'qiydilar:
Har qanday sayyora ellipsda aylanadi. Quyosh uning fokuslaridan birida mavjud.
Ularning har biri Quyoshning o'rtasidan o'tadigan tekislikda harakat qiladi, ayni paytda Quyosh va sayyora o'rtasidagi radius vektori teng maydonlarni belgilaydi.
Uchinchi qonun tizim ichidagi sayyoralarning orbital ma'lumotlarini bog'laydi.
Pastki va yuqori sayyoralar
Osmon jismlarining ko'rinadigan harakatlarini o'rganib, fizika ularni ikki guruhga ajratadi: Venera, Merkuriy va yuqori guruhlar - Saturn, Mars, Yupiter, Neptun, Uran va Pluton. Bu samoviy jismlarning sferada harakati turli yo'llar bilan sodir bo'ladi. Pastki sayyoralarning kuzatilgan harakati jarayonida ular Oy kabi fazalarning o'zgarishini boshdan kechiradilar. Yuqori sayyoralarni harakatlantirganda, ular fazalarni o'zgartirmasligini sezishingiz mumkin, ular doimo odamlarga yorqin tomonlari bilan qaraydilar.
Yer Merkuriy, Venera va Mars bilan birga ichki sayyoralar deb ataladigan guruhga kiradi. Ular farqli o'laroq, Quyosh atrofida ichki orbitalarda aylanadilar asosiy sayyoralar, ular tashqi orbitalarda aylanadi. Masalan, eng ichki orbitasida 20 marta kichikroq bo'lgan Merkuriy.
Kometalar va meteoritlar
Sayyoralardan tashqari, Quyosh atrofida aylanayotgan milliardlab muz bloklari, muzlatilgan qattiq gaz, mayda toshlar va Quyosh tizimini to'ldiradigan chang - kometalardan iborat. Kometalar bilan ifodalangan samoviy jismlarning ko'rinadigan harakatlarini faqat Quyoshga yaqinlashganda ko'rish mumkin. Keyin ularning dumi yona boshlaydi va osmonda porlaydi.
Ulardan eng mashhuri Halley kometasidir. Har 76 yilda u orbitasini tark etib, Quyoshga yaqinlashadi. Ayni paytda uni Yerdan kuzatish mumkin. Hatto tungi osmonda ham siz uchuvchi yulduzlar ko'rinishidagi meteoritlarni tasavvur qilishingiz mumkin - bular butun koinot bo'ylab juda katta tezlikda harakatlanadigan materiya bo'laklari. Ular Yerning tortishish maydoniga tushganda, ular deyarli har doim yonib ketadi. Haddan tashqari tezlik va Yerning havo qobig'i bilan ishqalanish tufayli meteoritlar qiziydi va mayda zarrachalarga bo'linadi. Ularning yonish jarayoni tungi osmonda yorqin lenta shaklida kuzatilishi mumkin.
Astronomiya o'quv dasturida osmon jismlarining ko'rinadigan harakatlari tasvirlangan. 11-sinf sayyoralarning murakkab harakati, o'zgarishi sodir bo'ladigan naqshlar bilan allaqachon tanish. oy fazalari va tutilish qonunlari.
II OSMON MEXANIKASI ASOSLARI.
DARS № 10. OSMON Jismlarining HARAKAT QONUNLARI.
4. Kepler qonunlari.
6. Konussimon kesimlar.
7. Kepler qonunlarini qayta ko'rib chiqish.
1. Quyosh sistemasi haqidagi tasavvurlarni rivojlantirish.
Dunyoning birinchi ilmiy geosentrik tizimi Aristotel va boshqa olimlarning asarlarida shakllana boshladi qadimgi Yunoniston. Qadimgi yunon astronomi Ptolemeyning asarlarida u o'z yakunini oldi. Ushbu tizimga ko'ra, Yer dunyoning markazida joylashgan, shuning uchun geosentrik deb ataladi. Koinot yulduzlar joylashgan kristalli shar bilan chegaralangan. Sayyoralar, Quyosh va Oy Yer va sfera o'rtasida harakatlanadi. Qadimgi odamlar bu formaga ishonishgan Aylanma harakatlanish- bu ideal harakat va samoviy jismlar aynan shunday harakat qiladi. Ammo kuzatishlar shuni ko'rsatdiki, Quyosh va Oy notekis harakat qiladi va bu aniq qarama-qarshilikni bartaraf etish uchun ular markazlari Yerning markaziga ham, bir-biriga ham to'g'ri kelmaydigan aylanalarda harakat qiladi deb taxmin qilish kerak edi. Sayyoralarning yanada murakkab aylanasimon harakati ikki dumaloqning yig'indisi sifatida ifodalanishi kerak edi bir xil harakatlar. Bunday tizim kuzatishlar uchun etarli aniqlik bilan hisoblash imkonini berdi o'zaro tartibga solish kelajak uchun sayyoralar. Sayyoralarning halqaga o'xshash harakati hali ham uzoq vaqt sir bo'lib qoldi va uning izohini faqat buyuk polshalik astronom Nikolay Kopernikning ta'limotida topdi.
1543 yilda uning "Osmon sferalarining aylanishi to'g'risida" kitobi nashr etildi. U dunyoning yangi geliotsentrik tizimini belgilab berdi. Ushbu tizimga ko'ra, Quyosh dunyoning markazida joylashgan. Sayyoralar, jumladan, Yer Quyosh atrofida aylana orbitalarida, Oy esa Yer atrofida va bir vaqtning o'zida Quyosh atrofida aylanadi. Sayyoralarning joylashuvini aniqlashning aniqligi unchalik oshmadi, lekin aynan Kopernik tizimi sayyoralarning halqasimon harakatini oddiygina tushuntirishga imkon berdi. Kopernik ta'limoti dunyoning geosentrik tizimiga qattiq zarba berdi. U astronomiya doirasidan ancha chiqib ketdi va barcha tabiiy fanlarning rivojlanishiga kuchli turtki berdi.
2. Sayyoralarning halqasimon harakati.
Yalang'och ko'z bilan biz beshta sayyorani - Merkuriy, Venera, Mars, Yupiter va Saturnni kuzatishimiz mumkin. Sayyoralar nafaqat samoviy sferaning kunlik aylanishida ishtirok etadigan, balki fonga ham siljiydigan yoritgichlar qatoriga kiradi. zodiak yulduz turkumlari, chunki ular Quyosh atrofida aylanadilar. Agar siz sayyoraning yillik harakatini kuzatib borsangiz, uning har hafta yulduzlar jadvalidagi o'rnini belgilab qo'ysangiz, kashf qilishingiz mumkin asosiy xususiyat sayyoraning ko'rinadigan harakati: sayyora yulduzli osmon fonida halqani tasvirlaydi, bu biz sayyoralarning harakatini harakatsiz Yerdan emas, balki Quyosh atrofida aylanadigan Yerdan kuzatayotganimiz bilan izohlanadi.
3. Iogannes Kepler va Isaak Nyuton.
Ikki buyuk olim o‘z zamonasidan ancha ilgarilab, osmon mexanikasi degan fanni yaratdilar, ya’ni ular tortishish kuchi ta’sirida osmon jismlarining harakat qonunlarini kashf etdilar va agar ularning yutuqlari shu bilan chegaralangan bo‘lsa ham, ular bu dunyo buyuklarining panteoniga kirdi. Shunday bo'ldiki, ular o'z vaqtida kesishmadi. Kepler o'limidan atigi o'n uch yil o'tgach, Nyuton tug'ildi. Ularning ikkalasi ham geliotsentrik Kopernik tizimining tarafdorlari edi. Ko'p yillar davomida Marsning harakatini o'rgangandan so'ng, Kepler sayyoralar harakatining uchta qonunini eksperimental ravishda kashf etdi, Nyuton butun dunyo tortishish qonunini kashf qilishdan ellik yildan ko'proq vaqt oldin. Sayyoralar nima uchun ular shunday harakat qilishini hali tushunmayapmiz. Bu mashaqqatli mehnat va ajoyib bashorat edi. Ammo Nyuton o'zining tortishish qonunini sinab ko'rish uchun Kepler qonunlaridan foydalangan. Keplerning uchta qonuni ham tortishish qonunining natijasidir. Nyuton esa uni 23 yoshida kashf etgan. Bu vaqtda, 1664-1667 yillarda Londonda vabo avj oldi. Nyuton dars bergan Trinity kolleji epidemiyani yomonlashtirmaslik uchun noma'lum muddatga tarqatib yuborildi. Nyuton o'z vataniga qaytadi va ikki yil ichida fanda inqilob qilib, uchta muhim kashfiyotni amalga oshiradi: differensial va integral hisoblar, yorug'lik tabiatini tushuntirish va butun dunyo tortishish qonuni. Isaak Nyuton Vestminster abbatligida tantanali ravishda dafn qilindi. Uning qabri tepasida byust va epitafili yodgorlik o‘rnatilgan: “Bu yerda qo‘lida matematika mash’alasi bilan birinchi bo‘lib matematika mash’alining harakatlarini isbotlagan zodagon ser Isaak Nyuton yotibdi. sayyoralar, kometalarning yo‘llari va okeanlar to‘lqinlari... Inson zotining shunday ziynati borligidan odamlar shod bo‘lsin”.
4. Kepler qonunlari.
Osmon mexanikasining asosiy vazifasi samoviy jismlarning universal tortishish kuchlari ta'sirida harakatini o'rganishdir. Ya'ni, sayyoralar, kometalar, asteroidlar, sun'iy Yer yo'ldoshlarining orbitalarini hisoblash, kosmik kema, ikkilik va ko'p tizimlardagi yulduzlar. Matematik ma'nodagi barcha masalalar juda qiyin va kamdan-kam istisnolardan tashqari, faqat eng katta kompyuterlar yordamida raqamli usullar bilan echilishi mumkin. Biroq, jismlar moddiy nuqtalar sifatida qaraladigan va boshqa jismlarning ta'sirini e'tiborsiz qoldiradigan namunaviy muammolarni hal qilish mumkin. umumiy ko'rinish, ya'ni sayyoralar va sun'iy yo'ldoshlarning orbitalari uchun formulalarni olish. Biri ikkinchisidan ancha katta bo'lsa va mos yozuvlar tizimi bu kattaroq jismga ulangan bo'lsa, eng oddiy masala ikkita jism hisoblanadi.
Aynan shu holat uchun Quyoshga nisbatan sayyoralar harakatining uchta qonuni Iogannes Kepler tomonidan empirik tarzda olingan. U buni qanday qildi? Kepler bilar edi: Marsning samoviy sferasidagi koordinatalarini ustozi Tyxo Brahening kuzatishlari bo'yicha 2" aniqlik bilan; sayyoralarning Quyoshdan nisbiy masofalari; sayyoralar inqilobining sinodik va yulduz davrlari. Keyin u shunday fikr yuritdi.
Qarama-qarshilik paytida Marsning pozitsiyasi ma'lum (rasmga qarang). Uchburchakda ABC
xat A
Marsning holatini ko'rsatadi, IN
- Yer, BILAN
- Quyosh. Marsning yulduz aylanish davriga (687 kun) teng vaqtdan so'ng, sayyora o'z nuqtasiga qaytadi. A
, va bu vaqt ichida Yer nuqtaga harakat qiladi IN'
. Yil davomida Yer harakatining burchak tezligi ma'lum bo'lgani uchun (ular Quyoshning ekliptika bo'ylab ko'rinadigan harakatining burchak tezligiga teng), biz burchakni hisoblashimiz mumkin. DIA'
. Mars va Quyoshning koordinatalarini aniqlab, Yer nuqtadan o'tayotgan paytda IN'
, biz uchburchakdagi 2 burchakni bilib, yon tomonning nisbatini hisoblash uchun sinus teoremasidan foydalanishimiz mumkin. SV'
Kimga AC
. Marsning yana bir marta aylanishidan keyin Yer o'z o'rnida bo'ladi IN"
va munosabatlarni aniqlash mumkin bo'ladi NE"
xuddi shu segmentga AC
Shunday qilib, nuqtama-nuqta Yer orbitasining haqiqiy shakli haqida tasavvurga ega bo'lib, uning markazida Quyosh bo'lgan ellips ekanligini aniqlash mumkin. Aniqlash mumkinki, agar M3M4 yoy bo'ylab harakatlanish vaqti = M1M2 yoy bo'ylab harakatlanish vaqti bo'lsa, u holda Pl. SM3M4 = Kvadrat SM1M2.
F1 va F2 - ellipsning fokuslari, c - fokus uzunligi, a - ellipsning yarim katta o'qi va sayyoradan Quyoshgacha bo'lgan o'rtacha masofa.
5. Nyutonning butun dunyo tortishish qonuni.
Isaak Nyuton yordamida jismlarning kosmosdagi harakatini tushuntira oldi universal tortishish qonuni . U o‘z nazariyasiga Oy va sayyoralar harakati bo‘yicha ko‘p yillik izlanishlar natijasida kelgan. Ammo Keplerning uchinchi qonunidan universal tortishish qonunining soddalashtirilgan xulosasini chiqarish mumkin.
Sayyoralar dumaloq orbita bo'ylab harakatlansin, ularning markazlashtirilgan tezlashuvi teng: 
, Qayerda T- sayyoraning Quyosh atrofida aylanish davri; R- sayyora orbitasining radiusi. Keplerning III qonunidan yoki. Shuning uchun har qanday sayyoraning tezlashishi, uning massasidan qat'i nazar, uning orbita radiusi kvadratiga teskari proportsionaldir: 
.
Nyutonning II qonuniga ko'ra, kuch F, bu tezlanishni sayyoraga beradigan, teng: https://pandia.ru/text/78/063/images/image010_95.gif" width="125" height="51 src=">, bu erda M- Quyosh massasi. Chunki F = F', =https://pandia.ru/text/78/063/images/image013_78.gif" width="161" height="54">, bu erda G= 6,67∙10–11 N∙m2/kg2 – tortishish doimiysi ..gif" width="109" height="51">. Quyosh va sayyora o‘rtasidagi tortishish kuchi ularning massalari ko‘paytmasiga proporsional va ular orasidagi masofa kvadratiga teskari proportsionaldir. Bu qonun quyidagilar uchun amal qiladi. har qanday sharsimon simmetrik jismlar, va bu har qanday jismlar uchun taxminan to'g'ri bo'ladi, agar ular orasidagi masofa ularning o'lchamlariga nisbatan katta bo'lsa. Nyutonning ikkinchi qonuniga ko'ra, jismning tezlashishi m, masofada joylashgan r tanadan M, teng: https://pandia.ru/text/78/063/images/image017_68.gif" width="47" height="47">, bu erda Yerning massasi, uning markazigacha bo'lgan masofa Yer yuzasiga yaqin joyda erkin tushish tezlashuvi ga teng g= 9,8 m/s2. Yerning tekisligi va uning aylanishi ekvatorda va qutblar yaqinida tortishish kuchining farqiga olib keladi: kuzatish nuqtasida tortishish tezlashishini formula yordamida taxminan hisoblash mumkin. g = 9,78 ∙ (1 + 0,0053 gunoh φ ), Qayerda φ - bu nuqtaning kengligi.
Gravitatsiya Yer ichida g'ayrioddiy harakat qiladi. Agar Yer bir jinsli shar sifatida qabul qilinsa, tortishish kuchi shar markazidan r masofasiga mutanosib ravishda ortadi.
6. Konussimon kesimlar.
To'g'ri dumaloq konus tekislikni kesib o'tganda konus kesimlari hosil bo'ladi. Konus kesimlari ikkinchi tartibli egri chiziqlarni o'z ichiga oladi: ellips , parabola Va giperbola . Ularning barchasi nuqtalarning joylashuvi, ulargacha bo'lgan masofalardir berilgan ballar (nayranglar) yoki berilgan to‘g‘ri chiziq (direktrix)gacha doimiy qiymat mavjud. Masalan, ellips deganda berilgan ikkita nuqtadan (F1 va F2 fokuslari) masofalar yig‘indisi doimiy qiymat bo‘lgan va asosiy o‘q uzunligiga teng bo‘lgan nuqtalar joylashuvi tushuniladi: F1M+F2M=2a=const. . Ellipsning cho'zilish darajasi uning ekssentrikligi bilan tavsiflanadi e.Eksentriklik e = c/a. Fokuslar markazga to'g'ri kelganda e = 0 va ellips ga aylanadi doira . Asosiy o'q mili A fokusdan ellipsgacha bo'lgan o'rtacha masofa. Ellipsning fokusga eng yaqin nuqtasi periapsis, eng uzoqdagisi esa aposentr deb ataladi. Fokusdan periapsisgacha bo'lgan masofa PF1 = a (1 – e), apomarkazga – F1A = a (1 + e).
7. Kepler qonunlarini qayta ko'rib chiqish.
Shunday qilib, Kepler o'z qonunlarini empirik tarzda kashf etdi. Nyuton Kepler qonunlarini butun olam tortishish qonunidan olgan. Natijada birinchi va uchinchi qonunlarga o'zgartirishlar kiritildi. Keplerning birinchi qonuni umumlashtirildi va uning zamonaviy formulasi quyidagicha: Osmon jismlarining markaziy tortishish maydonidagi harakat traektoriyalari konussimon kesmalardan iborat: ellips, aylana, parabola yoki giperbola, ularning birida fokuslar joylashgan. tizimning massa markazi. Traektoriyaning shakli harakatlanuvchi jismning kinetik energiyadan tashkil topgan umumiy energiyasi bilan belgilanadi TO tana massasi m, tezlikda harakatlanadi v, va potentsial energiya U masofada tortishish maydonida joylashgan tana r massasi bo'lgan tanadan M. Bunday holda, tananing umumiy energiyasini saqlash qonuni qo'llaniladi. E=K +U = const; K =mv2 /2, U=- GMm/ r.
Energiyaning saqlanish qonunini quyidagicha qayta yozish mumkin: (2).
Doimiy h chaqirdi doimiy energiya
. Bu tananing umumiy mexanik energiyasiga to'g'ridan-to'g'ri proportsionaldir E va faqat boshlang'ich radius vektoriga bog'liq r0 va boshlang'ich tezligi v 0. At 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 cheklangan
, ya'ni yopiq. Uchun h= 0, tananing radius vektorining cheksiz o'sishi bilan uning tezligi nolga kamayadi - bu parabolik harakatdir. Bunday harakat cheksiz
, kosmosda cheksiz. Da h> 0 tananing kinetik energiyasi etarlicha katta va tortishish markazidan cheksiz masofada tana undan nolga teng bo'lmagan tezlikka ega bo'ladi - bu giperbola bo'ylab harakatdir. Shunday qilib, biz tananing tortishish markaziga nisbatan faqat konusning kesimlari bo'lgan orbitalar bo'ylab harakatlanishini aytishimiz mumkin. Formula (2) dan kelib chiqadiki, jismning tortishish markaziga yaqinlashishi har doim tananing orbital tezligining oshishi va uni olib tashlash Keplerning ikkinchi qonuniga muvofiq kamayishi bilan birga bo'lishi kerak. Keplerning ikkinchi qonuni qayta ko'rib chiqilmagan, lekin uchinchisi takomillashtirilgan va u quyidagicha o'qiydi: yarim katta o'qning kubining nisbati. sayyoraning Quyosh atrofida aylanish davri kvadratiga sayyora orbitasi Quyosh va sayyora massalarining yig'indisiga teng, g
de (3)
M
Q
Va m
mos ravishda quyosh va sayyora massalari; A
Va T
- yarim katta o'qi va sayyoraning aylanish davri. Birinchi ikkitadan farqli o'laroq, Keplerning uchinchi qonuni faqat elliptik orbitalar uchun amal qiladi.
Umumlashtirilgan shaklda ushbu qonun odatda shakllantiriladi ( 4)
quyidagicha: Osmon jismlari va ularning sun'iy yo'ldoshlari massalari yig'indisining yulduz aylanish davrlari kvadratlari bilan ko'paytmasi ularning orbitalarining yarim katta o'qlarining kublari bilan bog'liq, bu erda M 1 va M 2 - samoviy jismlarning massalari, m 1 va m 2 - mos ravishda ularning sun'iy yo'ldoshlarining massalari, A 1 va A 2 - ularning orbitalarining yarim katta o'qlari, T 1 va T 2 - aylanishning yulduz davrlari. Shuni tushunish kerakki, Kepler qonuni har qanday komponentning harakat xususiyatlari bilan bog'liq ixtiyoriy va mustaqil kosmik tizimlar.
Ushbu formula bir vaqtning o'zida sun'iy yo'ldosh bilan Marsni va Oy bilan Yerni yoki Yupiter bilan Quyoshni o'z ichiga olishi mumkin.
Agar biz bu qonunni quyosh tizimidagi sayyoralarga qo'llasak va sayyoralar massasini e'tiborsiz qoldirsak M1 va M Quyosh M☼ massasiga nisbatan 2 (ya'ni. M 1 << M☼, M 2 << M☼), keyin biz Kepler tomonidan berilgan uchinchi qonunning formulasini olamiz.
8. Osmon jismlarining massalarini aniqlash.
https://pandia.ru/text/78/063/images/image026_47.gif" width="157" height="53 src=">. Bu erda Yerning yarim katta o'qlari qiymatlarini va Oy va ularning inqilob davrlari, biz buni olamiz M U=3,3·10-6 M☼. Xo'sh, Quyoshning mutlaq massasini hisoblash juda oson. Quyosh-Yer juftligi uchun (3) to'g'ridan-to'g'ri formuladan foydalanib, Quyosh massasiga nisbatan kichikligi sababli Yerning massasini yo'qotib, biz quyidagilarga erishamiz. M☼=2·1030 kg.
Keplerning uchinchi qonuni bizga nafaqat Quyoshning, balki boshqa yulduzlarning massasini ham hisoblash imkonini beradi. To'g'ri, buni faqat ikkilik tizimlar uchun qilish mumkin, yagona yulduzlarning massasini bu tarzda aniqlash mumkin emas. Uzoq vaqt davomida qo'sh yulduzlarning nisbiy o'rnini o'lchash orqali ko'pincha ularning orbital davrini aniqlash mumkin. T va ularning orbitalarining shaklini aniqlang. Ikki yulduzgacha bo'lgan masofa R va orbitaning maksimal amax va minimal amin burchak o'lchamlari ma'lum bo'lsa, u holda orbitaning yarim katta o'qini aniqlash mumkin. a= R (α maks+ α min)/2 , keyin (3) tenglamadan foydalanib, biz ikkilik yulduzning umumiy massasini hisoblashimiz mumkin. Agar kuzatishlar asosida yulduzlardan massa markazigacha bo'lgan masofani aniqlasak x1 Va x2, aniqrog'i munosabat x1/x2, doimiy bo'lib qolsa, ikkinchi tenglama paydo bo'ladi x 1 / x 2 = m 2 / m 1 , bu har bir yulduzning massasini alohida aniqlash imkonini beradi.
D.Z.8,9, 10-§.7,8-masalalar 47-bet.
Tez so'rov savollari
1. Sayyora orbitasining Quyoshga eng yaqin nuqtasi qanday nomlanadi?:
2. Oy orbitasining eng uzoq nuqtasi qanday nomlanadi?
3. Kometa perigeliydan afeliyga o‘tganda uning harakat tezligi qanday o‘zgaradi?
5. Tashqi sayyoralarning sinodik davri Quyoshgacha bo'lgan masofaga qanday bog'liq?
6. Nega ular ekvatorga yaqinroq kosmodromlar qurishga harakat qilmoqdalar?
7. Yerning ichida tortishish maydoni qanday o‘zgaradi?
8. Kepler qonunlarini tuzing.
9. Sayyora orbitasining o'rtacha radiusi qancha?
Mavzu 3. Quyosh sistemasi va samoviy jismlarning harakati.
§1. quyosh tizimi
Quyosh tizimiga Quyosh, 34 ta sun'iy yo'ldoshi bo'lgan 9 ta yirik sayyora, 100 000 dan ortiq kichik sayyoralar (asteroidlar), 1011 ga yaqin kometalar, shuningdek son-sanoqsiz kichik, meteorik jismlar (diametri 100 m dan arzimas chang zarralarigacha) kiradi. .
Quyosh Quyosh tizimida markaziy o'rinni egallaydi. Uning massasi ushbu tizimga kiritilgan barcha boshqa jismlarning massasidan 750 marta katta. Quyoshning tortishish kuchayishi uning atrofida aylanadigan Quyosh tizimining barcha jismlarining harakatini belgilovchi asosiy kuchdir. Quyoshdan undan eng uzoqda joylashgan Pluton sayyorasigacha bo'lgan o'rtacha masofa 6 milliard km ni tashkil etadi, bu eng yaqin yulduzlargacha bo'lgan masofalarga nisbatan juda kichikdir.
Barcha yirik sayyoralar - Merkuriy, Venera, Yer, Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun va Pluton Quyosh atrofida bir xil yo'nalishda (Quyoshning o'zining eksenel aylanish yo'nalishi bo'yicha), deyarli aylana orbitalarda aylanadi. Quyosh atrofida aylanadigan sayyoralar va boshqa jismlar orbitalarining moyilliklarini hisoblashda asosiy tekislik sifatida yer orbitasining tekisligi, ekliptika olinadi.
Sayyora orbitalarining deyarli dumaloq shakli va ular orasidagi katta bo'shliqlar tufayli sayyoralar o'rtasida yaqin to'qnashuvlar ehtimoli istisno qilinadi. Bu sayyoralar tizimining uzoq muddatli mavjudligini ta'minlaydi.
Sayyoralar ham o'z o'qi atrofida aylanadi va Venera va Urandan tashqari barcha sayyoralar uchun aylanish oldinga yo'nalishda, ya'ni ularning Quyosh atrofida aylanishi bilan bir xil yo'nalishda sodir bo'ladi. Veneraning juda sekin aylanishi teskari yo'nalishda sodir bo'ladi va Uran xuddi yon tomonida yotgandek aylanadi.
Aksariyat sun'iy yo'ldoshlar o'z sayyoralarini sayyoraning eksenel aylanishi bilan bir xil yo'nalishda aylantiradilar. Bunday sun'iy yo'ldoshlarning orbitalari odatda dumaloq bo'lib, sayyora ekvatorining tekisligiga yaqin joylashgan bo'lib, sayyoralar tizimining qisqargan ko'rinishini hosil qiladi. Bu, masalan, Uran va Yupiterning sun'iy yo'ldoshlari tizimi. Sayyoradan uzoqda joylashgan sun'iy yo'ldoshlar teskari harakatga ega.
Saturn, Yupiter va Uran, sezilarli o'lchamdagi alohida sun'iy yo'ldoshlarga qo'shimcha ravishda, uzluksiz halqalarga birlashgandek ko'plab kichik sun'iy yo'ldoshlarga ega. Ushbu sun'iy yo'ldoshlar sayyoraga shunchalik yaqin orbitalarda harakat qiladilarki, uning to'lqin kuchi ularning bir jismga birlashishiga to'sqinlik qiladi.
Hozirda ma'lum bo'lgan kichik sayyoralar orbitalarining katta qismi Mars va Yupiter orbitalari orasida joylashgan. Barcha kichik sayyoralar Quyosh atrofida katta sayyoralar bilan bir xil yo'nalishda aylanadi, lekin ularning orbitalari odatda cho'zilgan va ekliptika tekisligiga moyil bo'ladi.
Kometalar asosan parabolaga yaqin orbitalarda harakatlanadi. Ba'zi kometalar nisbatan kichik o'lchamdagi cho'zilgan orbitalarga ega. Davriy deb ataladigan bu kometalar uchun to'g'ridan-to'g'ri harakatlar, ya'ni sayyoralarning aylanish yo'nalishidagi harakatlar ustunlik qiladi.
Sayyoralar massasi, kimyoviy tarkibi, aylanish tezligi va sun'iy yo'ldoshlar soni bo'yicha farq qiluvchi ikki guruhga bo'linadi. Quyoshga eng yaqin bo'lgan to'rtta sayyora yerdagi sayyoralar , zich toshli modda va metallardan iborat. Gigant sayyoralar - Yupiter, Saturn, Uran va Neptun ancha massiv, ular asosan engil moddalardan iborat va shuning uchun ularning chuqurligidagi ulkan bosimga qaramay, ular past zichlikka ega. Yupiter va Saturn uchun ularning massasining asosiy qismi vodorod va geliydir. Uran va Neptun uchun muz va toshli moddalar ularning massasining asosiy qismini tashkil qiladi.
Sayyoralar va ba'zi yirik sun'iy yo'ldoshlarning (masalan, Oy) ichki qismlari issiq holatda.
Venera, Yer va Mars o'zlarining chuqurliklaridan chiqarilgan gazlardan tashkil topgan atmosferaga ega. Gigant sayyoralar atmosferasi ularning ichki makonlarining bevosita davomi hisoblanadi: bu sayyoralar qattiq yoki suyuq sirtga ega emas. Ichkariga botganda, atmosfera gazlari asta-sekin kondensatsiyalangan holatga aylanadi.
Kometalarning yadrolari kimyoviy tarkibi bo'yicha gigant sayyoralarga o'xshaydi: ular suv muzidan va toshli moddalar aralashmasidan iborat turli gazlardan iborat. Ularning tarkibidagi deyarli barcha kichik sayyoralar er guruhining tosh sayyoralariga tegishli.
Kichik sayyoralar bir-biri bilan toʻqnashganda hosil boʻlgan qoldiqlar baʼzan Yerga meteorit shaklida tushadi. Meteoritlarning yoshini o'lchash ular va shuning uchun butun Quyosh tizimi taxminan 5 milliard yil davomida mavjud bo'lganligini ko'rsatdi.
Quyosh sistemasi tuzilishining dinamik va fizik xususiyatlari sayyoralar bir paytlar Quyosh atrofida sayyora bulutini hosil qilgan gaz va chang moddasidan hosil bo‘lganligini ko‘rsatadi. Er sayyoralari toshli qattiq zarrachalarning to'planishi natijasida hosil bo'lgan va gigant sayyoralar uchun shakllanish tosh-muz zarrachalarining to'planishi bilan boshlangan, keyin esa gazlar (asosan vodorod va geliy) qo'shilishi bilan to'ldirilgan.
§2. Kepler qonunlari
Daniyalik astronom T.Brahe tomonidan Mars sayyorasini ko‘p yillik kuzatish natijalarini o‘rganar ekan, nemis olimi Iogannes Kepler Mars orbitasi aylana emas, balki cho‘zilgan ellips shakliga ega ekanligini aniqladi. Ellipsda F1 va F2 shunday ikkita nuqta bor (1-rasm), masofalar yig'indisi ( r1 Va r2 ) ellipsning istalgan B nuqtasidan doimiy qiymat.
https://pandia.ru/text/78/111/images/image002_190.gif" width="77 height=57" height="57">
Ellipsning istalgan nuqtasini uning fokuslaridan biri bilan tutashtiruvchi chiziq deyiladi radius vektori bu nuqta.
Kepler o'sha paytda ma'lum bo'lgan barcha sayyoralarning harakatlarini o'rganib chiqdi va xulosa chiqardi Sayyora harakatining 3 ta qonuni:
Birinchidan, barcha sayyoralarning orbitalari (nafaqat Mars) Quyosh joylashgan umumiy fokusli ellipsdir. Turli sayyoralar orbitalarining cho'zilish darajasi har xil. Yerning ekssentrikligi juda kichik va Yer orbitasi aylanadan unchalik farq qilmaydi. Eng cho'zilgan orbitalar Merkuriy va Pluton orbitalaridir.
Ikkinchidan, har bir sayyora o'z orbitasi bo'ylab shunday harakat qiladiki, uning radius vektori teng vaqt oralig'ida tasvirlanadi. teng hududlar(A1A2F va B1B2F sektorlarining maydonlari teng). Bu shuni anglatadiki, sayyora Quyoshga qanchalik yaqin bo'lsa, uning orbital tezligi shunchalik yuqori bo'ladi.
Astronomiya" href="/text/category/astronomiya/" rel="xatcho'p">astronomik birlik), so'ngra kuzatuvlar natijasida sayyoraning yillardagi aylanish davrini aniqlash orqali ( T), formuladan foydalanib, ushbu sayyoraning yarim katta o'qi (a) qiymatini olish oson:
Masalan, T Mars = 1,88 yil, keyin a formula bo'yicha Marsning orbitasi = 1,52 a. e.
Shunday qilib, Mars Quyoshdan Yerga qaraganda deyarli bir yarim baravar uzoqroqdir.
Kepler tomonidan o'rnatilgan sayyoralar harakati qonunlari yana bir bor yaqqol ko'rsatib turibdiki, sayyoralar dunyosi yagona kuch tomonidan boshqariladigan uyg'un tizim bo'lib, uning manbai Quyoshdir.
§3. Konfiguratsiyalar
Konfiguratsiyalar - bu Quyosh tizimidagi sayyoralarning Quyosh va Yerga nisbatan orbitalardagi xarakterli pozitsiyalari.
Ular Quyoshga Yerga nisbatan yaqinroq (Merkuriy, Venera) va orbitalari Yer orbitasidan tashqarida joylashgan yuqori (tashqi) sayyoralar uchun (qolgan sayyoralar) uchun farqlanadi. ).
Pastki sayyora Quyosh va Yer markazlarini bog'laydigan to'g'ri chiziqni kesib o'tish momenti deyiladi pastki ulanish . Pastki birikma yaqinida sayyora tor yarim oy shaklida ko'rinadi. To'g'ridan-to'g'ri pastki birikma paytida sayyora ko'rinmaydi, chunki u Quyosh tomonidan yoritilmagan yarim shar bilan Yerga qaragan. Biroq, bu vaqtda Quyosh diskidan o'tuvchi sayyora hodisasi sodir bo'lishi mumkin, bunda sayyoralar - Venera yoki Merkuriy - quyosh diski bo'ylab harakatlanadigan qora doira shaklida kuzatilishi mumkin.
Orbitada harakat qilishni davom ettirgan holda, er yuzidagi kuzatuvchi uchun pastki sayyora Quyoshdan ma'lum bir eng katta burchak masofasiga etib boradi, shundan so'ng u yana yaqinlasha boshlaydi. Eng katta burchak ofsetining pozitsiyasi deyiladi cho'zilish . Merkuriy cho'zilishda taxminan 28 °, Venera Quyoshdan taxminan 48 °. Uzayishlar mavjud sharqiy, sayyora quyosh botgandan keyin kechqurun kuzatilganda va G'arbiy ertalab, quyosh chiqishidan oldin ko'rinadigan bo'lsa.
Pastki sayyora to'g'ridan-to'g'ri Quyosh orqasidan o'tgan moment deyiladi yuqori ulanish . Yuqori birikma yaqinida sayyora to'liq disk sifatida kuzatiladi.
Yuqori sayyoralar uchun momentlar ajralib turadi qarama-qarshilik , G'arbiy va Sharqiy kvadratlar va bog'lanishlar . Qarama-qarshilikda, yuqori sayyora osmonning Quyoshga qarama-qarshi tomonida ko'rinadi, u bilan Yer orasidagi masofa esa eng kichikdir. Bu davr uning sirtini astronomik kuzatishlar uchun eng qulaydir. kvadraturalarda sayyora va quyoshga yo'nalishlar orasidagi burchak 90 ° ga teng. Birgalikda, yuqori sayyora, xuddi pastki sayyora kabi, Quyosh diskining orqasiga o'tadi va uning nurlarida yo'qoladi. Bu davrda Yerdan sayyoragacha bo'lgan masofa eng katta.
Oy, Yer atrofida aylanish jarayonida, Quyosh va Yer o'rtasida, xuddi pastki sayyora kabi yoki Quyoshdan uzoqroqda, yuqori sayyora kabi paydo bo'ladi. Shu sababli, Oyga nisbatan astronomlar ko'pincha maxsus atamalardan foydalanadilar, garchi mohiyatan yangi oyning momenti pastki birikmaga o'xshash bo'lsa-da, to'lin oyning momenti qarama-qarshilikka o'xshaydi.
§4. Sayyora orbitalarining elementlari
Kosmosdagi orbitaning yo'nalishi, uning kattaligi va shakli, shuningdek, samoviy jismning orbitadagi holati 6 ta kattalik bilan belgilanadi. orbital elementlar .
Osmon jismlari orbitalarining ba'zi xarakterli nuqtalari o'z nomlariga ega: perihelion – Quyosh atrofida harakatlanuvchi osmon jismining Quyoshga eng yaqin orbita nuqtasi; afelion – elliptik orbitaning Quyoshdan eng uzoqdagi nuqtasi.
Agar jismning Yerga nisbatan harakati hisobga olinsa, u holda orbitaning Yerga eng yaqin nuqtasi deyiladi. perigee , va eng uzoqi avj nuqtasi .
Ko'proq umumiy vazifalar, tortishish markazi turli samoviy jismlarni anglatishi mumkin bo'lsa, nomlar ishlatiladi: periapsis – orbita markaziga eng yaqin nuqta; apomarkaz - orbita markazidan eng uzoqda joylashgan nuqta.
Orbital elementlar- samoviy jismning orbitasining shakli va o'lchamlarini aniqlaydigan 6 ta miqdor ( a, e), uning kosmosdagi holati ( i, Ω , ω ), shuningdek, samoviy jismning o'zining orbitadagi holati:
1) Orbitaning shakli va o'lchamlari aniqlanadi orbitaning yarim katta o'qi (a = OP) va orbital ekssentriklik e .
https://pandia.ru/text/78/111/images/image007_87.gif" align="left" width="257" height="113 src=">Eliptik orbita uchun qiymat e 0 ≤ e ichida joylashgan< 1.
Da e= 0 orbita aylana shakliga ega; yaqinroq e birlikka, orbita shunchalik cho'ziladi. e = 1 bo'lganda, orbita endi yopiq emas va parabola ko'rinishiga ega; e > 1 uchun orbita giperbolikdir.
2) Kosmosdagi orbitaning yo'nalishi asosiy sifatida qabul qilingan ma'lum bir tekislikka nisbatan aniqlanadi. Sayyoralar, kometalar va Quyosh tizimining boshqa jismlari uchun bunday samolyot xizmat qiladi ekliptik tekislik. Orbital tekislikning joylashuvi ikkita orbital element bilan belgilanadi: ko'tarilayotgan tugunning uzunligiΩ Va orbital moyilliki.
Ko'tarilgan tugunning uzunligi Ω - bu Quyoshdagi orbital va ekliptik tekisliklarning kesishish chizig'i va Qo'y nuqtasiga yo'nalish o'rtasidagi burchak. Burchak ekliptika bo'ylab bahorgi tengkunlik nuqtasidan soat yo'nalishi bo'yicha orbitaning ko'tarilish tuguniga Ō o'lchanadi, ya'ni tananing janubiy yarim shardan shimolga o'tadigan ekliptikani kesib o'tadigan nuqtasi. Qarama-qarshi nuqta deyiladi tushuvchi tugun , va tugunlarni bog'laydigan chiziq tugunlar qatori .
0° ≤ Ō ≤ 360°
Q
- sayyora orbitasining tekisligi
P - ekliptik tekislik
3) Orbitaning tekislikdagi joylashuvi Q perihelion argumenti bilan aniqlanadi ω , bu orbital perigeliyaning ko'tarilgan tugundan burchak masofasi ω = Ω P.
4) Osmon jismining orbitadagi o'rnini vaqtning har qanday ma'lum bir momentida aniqlaydigan oltinchi element sifatida foydalaning. periheliondan o'tish momenti To .
Perihelion yo'nalishidan tananing yo'nalishigacha o'lchanadigan Quyoshdagi burchak deyiladi haqiqiy anomaliya ν . Jismning orbita bo'ylab harakatlanishidagi haqiqiy anomaliya notekis o'zgaradi: Keplerning ikkinchi qonuniga ko'ra, tana perigelion yaqinida tezroq harakat qiladi. P va apelionda sekinroq A. Haqiqiy anomaliya o'rtacha anomaliya orqali formulalar yordamida hisoblanadi.
§5. Bezovta qilingan harakat tushunchasi
Harakatdagi sayyoralar nafaqat Quyoshga, balki bir-biriga ham tortiladi. Yulduz klasterlarida har bir yulduz boshqa barcha yulduzlarni o'ziga tortadi. Sun'iy Yer sun'iy yo'ldoshlarining harakatiga yerning sharsimon bo'lmagan shakli va yer atmosferasining qarshiligi, shuningdek, Oy va Quyoshning tortishishi tufayli yuzaga keladigan kuchlar ta'sir qiladi. Ushbu qo'shimcha kuchlar deyiladi bezovta qiluvchi , va ular samoviy jismlarning harakatiga olib keladigan ta'sirlari buzilishlar . Buzilishlar tufayli samoviy jismlarning orbitalari doimiy ravishda sekin o'zgarib turadi.
Osmon jismlarining harakatini bezovta qiluvchi kuchlarni hisobga olgan holda o'rganish maxsus fan - samoviy mexanika tomonidan amalga oshiriladi.
Osmon mexanikasida ishlab chiqilgan usullar Quyosh tizimidagi har qanday jismlarning o'rnini ko'p yillar oldin juda aniq aniqlash imkonini beradi. Sun'iy samoviy jismlarning harakatini o'rganish uchun murakkabroq hisoblash usullari qo'llaniladi.
§6. Yoritgichlarning ko'rinadigan kundalik harakati
Kun davomida har bir yulduz o'zining kundalik paralleli bo'ylab to'liq inqilob qiladi. Shaklda. yulduzning kundalik paralleli tasvirlangan σ .
https://pandia.ru/text/78/111/images/image011_62.gif" align="left" width="252" height="132 src=">a) Ekvatorda dunyoning qutblari yotadi. ufqda va shimol va janub nuqtalariga to'g'ri keladi.Bu holda yulduzlarning kunlik parallellari vertikal tekisliklarda bo'ladi.
b) Shimoliy qutbda dunyo o'qi vertikal yuqoriga, ya'ni shimoliy osmon qutbiga yo'naltirilgan. P zenit bilan mos keladi z. Barcha yulduzlarning kunlik yo'llari ufqqa parallel tekisliklarda joylashgan.
Meridianning pozitsiyasi noaniq bo'ladi. Bu nuqtadan er yuzidagi har qanday yo'nalish janubiy bo'ladi.
§7. Yulduzlarning cho'zilishi
Azimut" href="/text/category/azimut/" rel="bookmark">kundalik parallel bo'ylab harakat paytida azimut shimoliy nuqtadan ±A ichida |A| ≤ 90° bilan o'zgaradi.
Cho'zilish ular yulduzlarning azimutlari ekstremal qiymatlarni qabul qilgandagi holatini chaqirishadi. Osmon sferasining qaysi tomonida paydo bo'lishiga qarab, sharqiy va g'arbiy cho'zilishlar farqlanadi. Shaklda. 1-yulduz sharqiy cho'zilishga ega E E va g'arbiy cho'zilish E V. Yulduzning 2 ta choʻzilishi yoʻq.
§8. Efemeridlar
Efemeridlar - bu osmon jismlarining osmondagi joylashuvi, ularning harakat tezligi, yulduz kattaligi va astronomik kuzatishlar uchun zarur bo'lgan boshqa ma'lumotlarni o'z ichiga olgan jadvallar. Efemerlar oldindan o'tkazilgan kuzatishlar natijalari asosida kelgusi vaqtlar uchun tuzilgan.
Efemerlarni hisoblashda samoviy jismlarning harakati nazariyalari va ularning yorqinligining o'zgarishi qonunlaridan foydalaniladi.
Amaldagi materiallarning aniqligiga qarab, efemeris oldinga hisoblab chiqiladi turli davrlar vaqt. Shunday qilib, kichik sayyoralarning samoviy koordinatalarini o'z ichiga olgan efemeridlari bir yil yoki undan ko'proq vaqt oldin tuziladi. Harakatlariga aniq hisoblab bo'lmaydigan ma'lum kuchlar ta'sirida bo'lgan sun'iy Yer yo'ldoshlarining efemeridlari (masalan, zichligi doimiy ravishda o'zgarib turadigan atmosferaning qarshiligi) zaruriy aniqlik bilan atigi 1-2 oy ichida tuzilishi mumkin. oldindan.
Efemeris shuningdek, teleskopni o'rnatish burchaklari, oy fazalari va kuzatishlarni oqilona amalga oshirishga yordam beradigan boshqa ma'lumotlarni o'z ichiga olishi mumkin. Masalan, Polar Starni kuzatish nafaqat tunda, balki kunduzi ham amalga oshirilishi mumkin; Buning uchun oldindan taxminiy gorizontal koordinatalar (ishchi efemerlar) - azimutning maxsus jadvalini tuzish kerak. A va balandliklar h Polar. Qurilmani ularning qiymatlariga ko'ra yo'naltirish orqali siz Shimoliy Yulduzning tasvirini quvur ko'rinishida topishingiz mumkin.
Polyarnaya efemeridlarining kompilyatsiyasi (ya'ni, taxminiy gorizontal koordinatalarni hisoblash tartibi - kuzatishning kutilayotgan momentlarida h balandligi va azimut a):
AE dan tanlang φ ; mahalliy yulduz vaqti s onalik vaqti bilan topilgan D .
Osmon qutbining balandligi kenglikka teng h p = φ
Uchburchakdan zsk tomonlar zk Va zs ba'zi bir taxminlar bilan bir-biriga teng deb hisoblanishi mumkin: 90°-ph-c = 90°- h ,
qayerda φ+χ = h .
Astronomik jadvallarda qiymat χ odatda bilan belgilanadi ƒ , Keyin h = φ+ƒ
Shuning uchun, h Polarni aniqlash uchun kerakli qiymat ƒ mahalliy yulduz vaqti s va unga qo'shing φ .
Qutb azimuti a argumentlar bilan bir xil jadvallardan olinadi s Va φ . Keyinchalik, Polyarnayaning ishchi efemeri kuzatuvning ma'lum bir momentida ma'lum bir interval bilan (masalan, 30 m) hisoblanadi.
Mavzu 4. Yer va Oyning aylanishi. Yulduzlar koordinatalarining o'zgarishiga olib keladigan omillar.
§1. Yerning orbital va aylanish harakatining xususiyatlari
Yer Quyosh tizimidagi sayyoralardan biridir. Boshqa sayyoralar singari, u Quyosh atrofida elliptik orbita bo'ylab harakatlanadi, uning yarim katta o'qi (ya'ni, Yer va Quyosh markazlari orasidagi o'rtacha masofa) astronomiyada uzunlik birligi (au) sifatida qabul qilinadi. ichidagi samoviy jismlar orasidagi masofalar quyosh sistemasi. Orbitaning turli nuqtalarida Yerdan Quyoshgacha bo'lgan masofa bir xil emas, perigeliyda (3 yanvar) taxminan 2,5 million km kam, afeliyda (3 iyul) esa o'rtacha masofadan bir xil darajada kattaroqdir. , bu 149,6 mln km.
Sayyoramiz Quyosh atrofida o'z orbitasi bo'ylab harakatlanar ekan, Yer ekvatorining tekisligi (orbita tekisligiga 23°27' burchak ostida qiyshaygan) o'ziga shunday parallel harakat qiladiki, orbitaning ba'zi qismlarida. globus shimoliy yarim shari bilan Quyoshga, boshqalarida esa janubiy yarimsharga moyil.
Dunyoning kunlik aylanishi deyarli doimiy ravishda sodir bo'ladi burchak tezligi 23h56m04,1s davri bilan, ya'ni bir yulduzli kun uchun. Erning kunlik aylanish o'qi shimoliy uchi bilan taxminan yulduz tomon yo'naltirilgan alfa Kichik Ursa , shuning uchun Shimoliy Yulduz deb ataladi.
§2. Yer qutblarining harakati
Yerning aylanish o'qi o'z o'qi bo'ylab chayqalayotgandek ko'rinadigan Yer tanasida doimiy pozitsiyani egallamaydi, buning natijasida er qutblari er yuzasida murakkab egri chiziqni tasvirlaydi, bir joydan uzoqlashmaydi. ma'lum o'rtacha pozitsiya 0,3-0,4" dan ko'proq. Yer yuzasida qutbning aylanib yurishi tufayli Yer yuzasida joylashgan nuqtalarning geografik koordinatalari - kenglik va uzunlik o'zgarishi kerak.
Yerning xususiyatlaridan biri uning magnit maydonidir, buning natijasida biz kompasdan foydalanishimiz mumkin. Kompas ignasining shimoliy uchi tortilgan yerning magnit qutbi Shimoliy geografik qutbga toʻgʻri kelmaydi, balki koordinatalari ≈ 76° N boʻlgan nuqtada joylashgan. w. va 101° Vt. d) Yerning janubiy yarimsharida joylashgan magnit qutbning koordinatalari 66° janubga. w. va 140° E. d) (Antarktidada).
§3. Oyning harakati
Oy Yerga eng yaqin samoviy jismdir, tabiiy yo'ldosh sayyoramizdan. U Yer atrofida taxminan 400 ming km masofada aylanadi. Oyning diametri Yernikidan atigi 4 baravar kichik, u 3476 km ga teng. Oy qutblarda siqilgan Yerdan farqli o'laroq, shakli muntazam sharga ancha yaqinroq.
Shimoliy qutbdan qaralganda, Oy, Quyosh tizimining barcha sayyoralari va sun'iy yo'ldoshlari singari, Yerni soat miliga teskari yo'nalishda aylantiradi. Yer atrofida bir marta aylanish uchun 27,3 kun kerak bo'ladi. Oyning Yer atrofida bir marta aylanish vaqti uning o'qi atrofida bir marta aylanish vaqtiga to'liq teng. Shuning uchun Oy doimo bir xil tomoni bilan Yerga buriladi. ichida deb taxmin qilinadi erta davrlar O'z tarixi davomida Oy o'z o'qi atrofida biroz tezroq aylangan va shuning uchun Yerga burilgan turli qismlarda uning yuzasi. Ammo massiv Yerning yaqinligi tufayli Oyning qattiq tanasida sezilarli to'lqinlar paydo bo'ldi. Ular tez aylanuvchi Oyda harakat qilishgan. Oyning sekinlashuvi jarayoni u doimo Yerga faqat bir tomoni bilan burilmaguncha davom etdi. Bu erda ko'rinadigan va tushunchalari teskari tomon Oylar. Hammasi bo'lib, Yerdan Oy yuzasining 59 foizini ko'rish mumkin.
§4. Pretsessiya va nutatsiya
Yuqori aylanayotganda, uning o'qi deyarli hech qachon statsionar bo'lmaydi. Gravitatsiya ta'sirida, qonunlarga muvofiq aylanish harakati, tepaning o'qi konusning sirtini tasvirlab, harakat qiladi. Yer katta tepalikdir. Va uning aylanish o'qi, Oy va Quyoshning tortishish kuchining ekvatorial ortiqcha qismiga ta'siri ostida (ekvatorda Yerning tekisligi tufayli qutblarga qaraganda ko'proq materiya bor ko'rinadi) ham sekin aylanadi.
Yerning aylanish oʻqi ekliptika oʻqi yaqinida 23,5° burchakka ega boʻlgan konusni tasvirlaydi, buning natijasida samoviy qutb ekliptika qutbi atrofida kichik aylana boʻylab harakatlanib, taxminan 26000 yilda bir inqilob qiladi. bu harakat deyiladi presessiya .
Pretsessiyaning oqibati bahorgi tengkunlik nuqtasining Quyoshning ko'rinadigan harakatiga qarab yiliga 50,3 dyuymga asta-sekin siljishidir. shu sababli, Quyosh har yili bahorgi tengkunlik nuqtasiga osmonda to'liq aylanishdan 20 daqiqa oldin kiradi.
Osmon ekvatori va samoviy qutbning o'rnini o'zgartirish, shuningdek, Qo'y nuqtasini siljitish ekvatorial va ekliptik samoviy koordinatalarning o'zgarishiga olib keladi. Shuning uchun, kataloglarda osmon jismlarining koordinatalarini berishda yoki ularni xaritalarda tasvirlashda ular "davr" ni, ya'ni koordinatalar tizimini aniqlashda ekvator va Qo'y nuqtasining pozitsiyalari olingan vaqtni ko'rsatishi kerak.
Ko'p darajada presessiya Oyning tortishish kuchlari ta'siri ostida sodir bo'ladi. Quyosh va Oyning Yerga nisbatan joylashuvi o'zgarishi sababli presessiyani keltirib chiqaradigan kuchlar doimo o'zgarib turadi. Shuning uchun, Yerning aylanish o'qining konus bo'ylab harakatlanishi bilan bir qatorda, uning kichik tebranishlari ham kuzatiladi. oziqlanish . Pretsessiya va nutatsiya ta'sirida samoviy qutb yulduzlar orasidagi murakkab to'lqinsimon egri chiziqni tasvirlaydi.
Yulduzlar koordinatalarining pretsessiya tufayli o'zgarish tezligi yulduzlarning osmon sferasidagi holatiga bog'liq. Turli yulduzlarning egilishlari yil davomida o'ng ko'tarilish darajasiga qarab +20" dan -20" gacha o'zgarib turadi. To'g'ri ko'tarilishlar pretsessiya tufayli murakkabroq tarzda o'zgaradi va ularning to'g'rilanishi yulduzlarning ham to'g'ri ko'tarilishlariga, ham egilishlariga bog'liq. Pretsessiya jadvallari astronomik yilnomalarda nashr etilgan.
Pretsessiya va nutatsiya faqat Yerning aylanish o'qining kosmosdagi yo'nalishini o'zgartiradi va bu o'qning Yer tanasidagi holatiga ta'sir qilmaydi. Shuning uchun er yuzasidagi joylarning kengligi ham, uzunligi ham presessiya va nutatsiya tufayli o'zgarmaydi va bu hodisalar iqlimga ta'sir qilmaydi.
§5. Nurning aberatsiyasi
Yorug'lik aberratsiyasi - samoviy jismlar va kuzatuvchining nisbiy harakati natijasida yuzaga keladigan samoviy jismlarning falakdagi haqiqiy holatidan ko'rinadigan og'ishi.
Aberratsiya hodisasini odamning yomg'ir ostida boshdan kechirayotgani bilan solishtirish mumkin. Yomg'ir ostida turgan bir kishi soyabonini boshi ustida ushlab turadi. Ammo yurganda, u quruq qolishni istasa, soyabonni oldinga egishga majbur bo'ladi va u qanchalik tez yursa, soyabonni shunchalik ko'p egishi kerak. Yomg'ir tomchilari hali ham to'g'ridan-to'g'ri pastga tushsa ham, odamga ular soyabonni egilgan joydan kelayotganga o'xshaydi.
Xuddi shunday, harakatlanayotgan kuzatuvchiga osmon jismining yorug'ligi jism joylashgan nuqtadan emas, balki kuzatuvchining harakat yo'nalishi bo'yicha birinchisiga nisbatan siljigan boshqa nuqtadan kelganga o'xshaydi. Qandaydir yulduz ekliptikaning qutbida bo'lsin. Uning yorug'ligi Yerga o'z orbitasida harakatlanadigan Yer tezligi yo'nalishiga perpendikulyar tushadi. Biroq, o'z teleskopini ekliptika qutbiga qaratgan astronom ko'rish maydonining markazidagi yulduzni ko'rmaydi: bunday teleskopning linzalariga kiradigan yorug'lik nuri uning butun trubkasidan o'tishi uchun vaqt kerak va bu vaqt davomida. trubka Yer bilan birga harakat qiladi va yulduz tasviri ko'rish maydonining markaziga tushmaydi.
Shunday qilib, ko'rish maydonining markazida osmon jismini kuzatish uchun teleskop kuzatuvchining harakatiga qarab ma'lum bir burchak ostida oldinga egilishi kerak.
§5. Parallaks
Poezdda ketayotganda relslar bo'ylab turgan ustunlar derazadan tashqarida miltillaydi. Bir necha o'n metr uzoqlikda joylashgan binolar sekinroq orqaga qaytadi. temir yo'l. Va juda sekin, istamay, ufqqa yaqin joyda joylashgan uylar va bog'lar poezddan orqada qoladi. Kuzatuvchi harakat qilganda jismning yo'nalishi o'zgarishi tezligi kamroq bo'lsa, ob'ekt kuzatuvchidan qanchalik uzoqroq bo'lsa. Va bundan kelib chiqadiki, jismning burchak siljishining kattaligi deyiladi paralaktik joy almashish yoki oddiygina parallaks , siz ob'ektgacha bo'lgan masofani xarakterlashingiz mumkin.
Yulduzning paralaktik siljishini er yuzasi bo'ylab harakatlanish orqali aniqlash mumkin emas: yulduzlar juda uzoqda va bunday harakatlar paytida paralakslar ularni o'lchash imkoniyatidan ancha uzoqdir.
https://pandia.ru/text/78/111/images/image015_43.gif" align="chap" kengligi="240" balandligi="192">
Bunday holda, parallaks Yerning markazidan yulduz ufqda joylashgan ekvator nuqtasiga harakat qilayotgan xayoliy kuzatuvchi uchun hisoblanadi.
Quyoshning (shuningdek, boshqa samoviy jismlarning) osmon bo'ylab kunlik harakati Yerning g'arbdan sharqqa yo'naltirilgan o'z o'qi atrofida aylanishining natijasidir va shunga mos ravishda Quyoshning ko'rinadigan harakati sharqdan g'arbga. Biroq, nishab mavjudligi sababli yerning o'qi Quyosh atrofidagi orbital tekislikka, Yer Quyosh atrofida aylanayotganda quyosh chiqishi/botishi nuqtalari doimiy ravishda siljiydi va natijada sharqda/gʻarbda quyosh chiqishi/botishi faqat kunning boshiga toʻgʻri keladigan tengkunlik nuqtalari yaqinida sodir boʻladi. 20 mart va sentyabr. Yozda Yerning shimoliy yarim shari mos ravishda Quyoshga qaraydi, o'rta kengliklarda quyosh chiqish nuqtasi shimoliy-sharqqa, quyosh botishi nuqtasi shimoli-g'arbga siljiydi, qishda esa Yer janubiy yarim sharni Quyoshga va quyoshga ta'sir qiladi. quyosh chiqishi janubi-sharqda, quyosh botishi janubi-g'arbda sodir bo'ladi.
Quyoshning yulduzlarga nisbatan yillik yo'li Yerning Quyosh atrofida aylanishi bilan bog'liq. Albatta, yulduzlar kunduzi ko'rinmas bo'lganligi sababli, Quyoshning bu harakatini kuzatish qiyin, garchi kunduzi bu harakat tufayli Quyosh yulduzlar fonida butun darajaga harakat qiladi. (ya'ni, uning ko'rinadigan ikkita kattaligi bo'yicha). Biroq, bu harakatning mavjudligi fasllar bilan o'zgarib turadigan yulduzli osmonning ko'rinishi va ayniqsa kuzatilgan yulduz turkumlari bilan ko'rsatiladi. Misol uchun, Orion yulduz turkumini kuzdan bahorning o'rtalarigacha qorong'u osmonda kuzatish mumkin, ammo yilning qolgan qismida Quyosh bu yulduz turkumiga juda yaqin (to'g'ridan-to'g'ri u orqali o'tmasa ham) va kunduzi. osmonda bu yulduz turkumini tashkil etuvchi yulduzlarni yalang'och ko'z bilan ko'rish mumkin emasdek tuyuladi. Quyosh, yil davomida Yerdan kuzatilganda, osmon bo'ylab ekliptika deb ataladigan chiziq bo'ylab harakatlanadi, bu Yer orbitasining tekisligini ko'rsatadi (batafsil). aniq ta'rif− Yer-Oy tizimining massa markazi orbitasining tekisligi) va 13 yulduz turkumidan o'tadi (Qo'y, Toros, Egizaklar, Saraton, Arslon, Bokira, Tarozi, Chayon, Ophiuchus, Yay, Uloq, Kova va Baliqlar). Yer Quyosh atrofida elliptik orbitada aylanganligi sababli, orbital tezlik o'zgaruvchan qiymat bo'lib, bu tabiiy ravishda Quyoshning ekliptika bo'ylab ko'rinadigan harakatiga ta'sir qiladi. Ko'rinadigan harakat ham notekis - Quyosh ekliptikaning yarmidan sekinroq o'tadi (Yer yorug'likdan uzoqroq bo'lganda), ikkinchisi - tezroq, shuning uchun shimoliy yarim sharda bahor va yoz biroz uzoqroq. kuz va qishga qaraganda. Shimoliy yarim sharda yoz bo'lsa, Yer Quyoshdan eng uzoqda bo'ladi va o'z orbitasida eng sekin harakat qiladi, qishda esa u eng yaqin va tezroq harakat qiladi (janubiy yarim sharda u hali ham aksincha).
Oyning ko'rinadigan harakati
Oy orbitasining tekisligi Yerning Quyosh atrofidagi orbita tekisligiga 5 gradus egilishga ega, shuning uchun Oyning yulduzlarga nisbatan ko'rinadigan harakati ekliptika chizig'iga yaqin joyda o'tadi. Ammo bu harakat tezligi Quyoshnikidan ancha katta. Agar Quyosh osmon bo'ylab yulduzlarga nisbatan yarim Yer kunida o'zining ko'rinadigan diametriga teng miqdorda harakat qilsa, Oy ham xuddi shunday masofani taxminan 1 soatda bosib o'tadi va Oyni qorong'u osmonda kuzatish mumkinligi sababli, u yulduzlar fonida bu siljishni kuzatish qiyin emas. Oy o'z orbitasida Yerning o'z o'qi atrofida aylanishi bilan bir xil yo'nalishda harakat qiladi (shimoliy qutbdan qaralganda soat miliga teskari), shuning uchun Oyning yulduzlar fonida ko'rinadigan harakati g'arbdan sharqqa sodir bo'ladi. Oy orbitasining elliptikligi Yernikiga qaraganda kattaroq bo'lganligi sababli, Oyning ko'rinadigan harakati notekisroq bo'ladi. Oy yulduzlarga nisbatan (va Yer atrofida) 27 kun, 7 soat, 43 daqiqa, 11,5 soniyada aylanadi. Yangi oy davomida Oy osmonda Quyosh bilan bir xil yo'nalishda (ya'ni, Yer va Quyosh o'rtasida) va shuning uchun yoritilmagan tomonga qaraydi. Biroq, asta-sekin yulduzdan sharqqa qarab, oy diskining Quyosh tomonidan yoritilgan cheti o'sishni boshlaydi va to'lin oygacha davom etadi. To'lin Oy sharqiy osmonda ko'tariladi va taxminan olti oy oldin Quyoshning kundalik yo'lini kuzatib boradi. Shunday qilib, shimoliy yarim sharda yoz oylarida, Quyosh shimoli-sharqda chiqib, baland ko'tarilib, shimoli-g'arbda botganda - Oy, o'z navbatida, janubi-sharqda ko'tariladi, ufqdan baland ko'tarilmaydi va ufqdan baland bo'lmaydi. ertalab janubga.g‘arbga (qishda shimoliy yarim sharda kunduzi Quyosh kabi). Oy va Yer orbitalari tekisliklarining kesishishlari mavjudligi bizga quyosh va oy tutilishi kabi hodisalarni kuzatish imkoniyatini beradi. Biroq, ular bir-biridan mustaqil quyidagi shartlar bir vaqtning o'zida bajarilgan taqdirdagina yuzaga keladi - yulduzlarga nisbatan o'z yo'lida bo'lgan Oy bu yo'lning ekliptika bilan kesishgan nuqtasiga yaqin bo'lishi kerak, shuningdek, yangi shartlar bo'lishi kerak. oy (quyosh tutilishi uchun) yoki to'lin oy (oy tutilishi uchun).
Sayyoralarning ko'rinadigan harakati
Sayyoralarning orbital tekisliklari Yer orbitasining tekisligiga bir necha darajadan ko'p bo'lmagan moyillikka ega, shuning uchun ularning yulduzlarga nisbatan ko'rinadigan yo'li ekliptikaga yaqin joyda o'tadi, ammo bu harakatning traektoriyasi Yer orbitasi tekisligiga qaraganda ancha murakkabroq. Quyosh va Oyniki. Dastlab, Oy va Quyosh bilan bir yo'nalishda (g'arbdan sharqqa (oldinga harakat)) harakatlanadigan sayyoralar bir nuqtada sekinlasha boshlaydi, to'xtaydi va keyin sharqdan g'arbga bir muncha vaqt harakat qiladi (retrograd harakati), shundan so'ng ular yana sekinlashadi va yana to'g'ridan-to'g'ri harakatga o'tadilar. Yo'nalishni o'zgartirganda harakat traektori halqa shakliga ega.
Sayyoralarning Quyoshga Yerga nisbatan yaqinroq (pastki sayyoralar) harakati Yerdan uzoqroqda joylashgan sayyoralar (yuqori sayyoralar) harakatidan biroz farq qiladi. Venera osmon bo'ylab oldinga yo'nalishda Quyoshga qaraganda tezroq harakat qiladi, uni bosib o'tadi, keyin Quyoshdan 47 darajadan ko'p bo'lmagan masofada to'xtaydi (bu yorug'lik nuridan maksimal burchak masofasi (sharqiy cho'zilish) nuqtasi), shundan so'ng u o'tadi. orqaga qarab harakatlanadi va Quyoshdan qayta-qayta o'tadi, yorug'likdan 47 darajadan uzoqroqda to'xtaydi (g'arbiy cho'zilish) va yana to'g'ridan-to'g'ri harakatga o'tadi. Merkuriy ham harakatlanmoqda, faqat halqaning o'lchami kichikroq bo'ladi, chunki Merkuriy Quyoshga yaqinroq va uning quyoshdan burchak masofasi juda kichik, maksimal 28 daraja. Mars va boshqa yuqori sayyoralar misolida, oldinga yo'nalishdagi harakat Quyoshnikiga qaraganda sekinroq bo'ladi, shuning uchun sayyoralar asta-sekin quyoshdan g'arbga qarab undan orqada qoladi. Sayyora Quyoshga qarama-qarshi yo'nalishda bo'lsa, uning yulduzlar fonida harakati sekinlashadi va u orqaga harakatga o'tadi, u tez orada sekinlashadi va yana oldinga harakatga o'tadi, shundan so'ng sayyora osmondagi Quyoshga yaqinlasha boshlaydi. Yuqori sayyora qanchalik uzoqda bo'lsa, harakat yo'nalishini o'zgartirganda pastadir hajmi shunchalik kichik bo'ladi.
Harakat yo'nalishlarining o'zgarishiga sayyoralarning orbital tezligining teng bo'lmaganligi sabab bo'ladi. Venera va Merkuriyning orqaga qaytish harakati ular Yerni bosib o'tganda, o'z orbitasida harakat qilganda va bir vaqtning o'zida Quyoshning Yer bilan bir tomonida bo'lganida sodir bo'ladi. Yuqori sayyoralarda esa, aksincha, Yer ularni bosib o'tadi va shuning uchun ular orqaga qaytish harakatini oladilar. Ilgaklar sayyora orbitalari bir tekislikda yotmasligi, lekin kichik bo'lsa-da, er orbitasining tekisligiga nisbatan moyilliklari borligi sababli olinadi.
Yulduzlarning ko'rinadigan harakati
Quyosh tizimi jismlarining ko'rinadigan harakati ko'rib chiqilganda, "yulduzlarga nisbatan harakat" iborasi juda tez-tez eslatib o'tilgan, bu yulduzlar butunlay harakatsiz degan taassurot qoldirishi mumkin. Aslida, bu unday emas, shunchaki yulduzlarning tezligi ulargacha bo'lgan masofaga nisbatan shunchalik kichikki, ularning harakatini hatto o'nlab yillar davomida ham yalang'och ko'z bilan sezish deyarli mumkin emas. Harakat eng baland yulduzlarda ko'rinadi haqiqiy tezliklar kuzatuvchining ko'rish chizig'i bo'ylab va bir vaqtning o'zida hali ham Quyoshga nisbatan yaqin joylashgan, shuning uchun bu tezlik hech bo'lmaganda qandaydir seziladi, chunki yuzlab yorug'lik yilidan uzoqlashganda, hatto yuzlab km / s ko'ndalang tezlikda ham, yulduzning holati juda sekin o'zgaradi. Yulduzlar orasida (Quyoshdan tashqari) Barnard yulduzi osmondagi eng yuqori to'g'ri harakatga ega - Quyoshdan 6 yorug'lik yili uzoqlikda bo'lishiga qaramay, yalang'och ko'zga ko'rinmaydigan juda xira qizil mitti. Ammo, shunga qaramay, bu yulduz osmon bo'ylab yiliga 10 yoy soniyada harakatlanadi, bu uning ko'rinadigan diametridan 180 baravar kam. to'linoy. Yulduzning osmondagi uzoqroq yulduzlar fonida Oyning kattaligiga teng masofaga harakatlanishi uchun taxminan bir xil yillar kerakligini taxmin qilish qiyin emas. Ammo bu shunday katta to'g'ri harakatga ega bo'lgan faqat bitta yulduz; boshqa yulduzlar uchun bu harakatlar ancha sekinroq.
Kosmosni o'rganish uzoq vaqtdan beri tasavvur qilishdan tashqariga chiqdi:
- har yili kosmonavtlar Yerdan tashqariga chiqishadi;
- odamlar sun'iy yo'ldoshlarni uchirishadi, ularning ba'zilari allaqachon quyosh tizimini kesib o'tgan;
– ulkan teleskoplar yulduzlarni sayyoramiz orbitasidan kuzatadi.
Osmonda birinchi kashshof kim edi? Bizning kosmik yutuqlarimiz ortida qanday aql bovar qilmaydigan nazariyalar turibdi? Kelajakda bizni nima kutmoqda? Ushbu kitob sizga eng ko'p haqida qisqacha va aniq aytib beradi muhim kashfiyotlar astronomiya sohasida, ularni yaratgan odamlar haqida.
Ilmiy kashfiyotlardan xabardor bo'ling - atigi bir soat ichida!
Kitob:
| <<< Назад
|
Oldinga >>> |
Tycho Brahening kuzatishlari va o'lchovlari uning shogirdi, nemis olimi Yoxannes Keplerga imkon berdi. Keyingi qadam astronomiya rivojlanishida.
Geotsentrik Ptolemey dunyo tizimi va Kopernik geliotsentrik tizimi
Mars orbitasini hisoblab, Kepler u Kopernik va boshqa olimlar ishonganidek aylana emas, balki ellips ekanligini aniqladi. Avvaliga u bu xulosani boshqa sayyoralarga ham yetkazmadi, lekin keyinchalik u nafaqat Mars, balki barcha sayyoralar ellipsoidal orbitaga ega ekanligini tushundi.Shunday qilib, Keplerning sayyoralar harakatining birinchi qonuni kashf etildi. Zamonaviy formulada bu shunday ko'rinadi: Quyosh tizimining har bir sayyorasi Quyosh joylashgan markazlardan birida ellipsda aylanadi.
Sayyoralar harakatining ikkinchi qonuni birinchisining mantiqiy natijasi edi. Birinchi qonun ishlab chiqilishidan oldin ham, Kepler Marsning harakatini kuzatar ekan, sayyora Quyoshdan qanchalik uzoqroq bo'lsa, sekinroq harakatlanishini payqadi. Orbitaning elliptik shakli harakatning bu xususiyatini to'liq tushuntiradi. Teng vaqt oralig'ida sayyorani Quyosh bilan bog'laydigan to'g'ri chiziq teng maydonlarni tasvirlaydi - bu Keplerning ikkinchi qonuni.
Ikkinchi qonun sayyora tezligining o'zgarishini tushuntiradi, lekin hech qanday hisob-kitoblarni taqdim etmaydi. Sayyoralarning qanchalik tez aylanishini va Quyosh atrofida aylanish uchun qancha vaqt ketishini hisoblash formulasi Keplerning uchinchi qonunidir.
Keplerning tadqiqotlari Ptolemey va Kopernikning jahon tizimlari o'rtasidagi tortishuvlarga chek qo'ydi. U bizning tizimimizning markazida Yer emas, Quyosh turishini ishonchli isbotladi. Keplerdan keyin ilmiy dunyoda geosentrik tizimni qayta tiklashga boshqa urinishlar amalga oshirilmadi.
Kepler tomonidan kashf etilgan sayyoralar harakatining uchta qonunining to'g'riligi ko'plab astronomik kuzatishlar bilan tasdiqlangan. Shunga qaramay, bu qonunlarning asosi va sabablari 17-asr oxirigacha noaniq bo'lib qoldi. Nyutonning dahosi o'zini namoyon qilmadi.
Nyutonning butun dunyo tortishish qonunini qanday kashf etgani haqidagi hikoyani hamma biladi: olma uning boshiga tushdi va Nyuton olma Yerga tortilganini tushundi. Ushbu afsonaning kengaytirilgan variantida olim olma daraxti ostida o'tirgan holda qaragan Oy ham bor.
Olma yiqilganidan keyin Nyuton olmaning tushishiga sabab bo‘lgan kuch va Oyni Yer orbitasida ushlab turuvchi kuch bir xil tabiatga ega ekanligini tushundi.
Haqiqatda, albatta, hamma narsa bu qadar oddiy emas edi.Mashhur qonun kashf etilishidan oldin Nyuton ko'p yillarini mexanika, harakat va jismlar orasidagi o'zaro ta'sir qonunlarini o'rganishga bag'ishladi. U tortishish kuchlarining mavjudligini birinchi bo'lib taklif qilgan emas. Galileo Galiley bu haqda gapirdi, lekin u Yerga tortishish faqat bizning sayyoramizda ishlaydi va faqat Oyga tarqaladi, deb ishongan. Sayyoralar harakati qonunlarini kashf etgan Kepler ular faqat koinotda ishlashiga va yer fizikasiga hech qanday aloqasi yo'qligiga amin edi. Nyuton bu ikki yondashuvni birlashtira oldi - u buni birinchi bo'lib tushundi jismoniy qonunlar, birinchi navbatda universal tortishish qonuni universaldir va barcha moddiy jismlarga tegishli.
Umumjahon tortishish qonunining mohiyati koinotdagi mutlaqo barcha jismlar o'rtasida tortishish mavjudligidan kelib chiqadi. Jismoniy tortishish kuchi ikkita asosiy miqdorga - jismlarning massasiga va ular orasidagi masofaga bog'liq. Tana qanchalik og'ir bo'lsa, u engilroq jismlarni shunchalik kuchli jalb qiladi. Yer Oyni o'ziga tortadi va uni o'z orbitasida ushlab turadi. Oy ham bizning sayyoramizga ma'lum ta'sir ko'rsatadi (u toshqinlarni keltirib chiqaradi), lekin Yerning tortishish kuchi kattaroq massasi tufayli kattaroqdir.
Umumjahon tortishish qonunidan tashqari Nyuton harakatning uchta qonunini ishlab chiqdi. Ulardan birinchisi inersiya qonuni deyiladi. Unda aytilishicha: agar tanaga kuch qo'llanilmasa, u dam olish yoki bir xil holatda qoladi to'g'ri chiziqli harakat. Ikkinchi qonun kuch va tezlanish tushunchasini kiritadi va bu ikki miqdor, Nyuton isbotlaganidek, tananing massasiga bog'liq. Massa qanchalik katta bo'lsa, ma'lum bir qo'llaniladigan kuch uchun tezlanish kamroq bo'ladi. Nyutonning uchinchi qonuni ikkita moddiy ob'ektning o'zaro ta'sirini tavsiflaydi. Uning eng oddiy formulasi shunday deydi: harakat reaktsiyaga teng.
Isaak Nyuton tomonidan qilingan kashfiyotlar va u ishlab chiqqan formulalar astronomiyaga kuchli vosita bo'lib, bu fanni oldinga siljitish imkonini berdi. Ilgari hech qanday izohga ega bo'lmagan ko'plab hodisalar o'z tabiatini ochib berdi. Nima uchun sayyoralar Quyosh atrofida, sun'iy yo'ldoshlar esa koinotga uchmasdan, sayyoralar atrofida aylanishlari aniq bo'ldi: ular tortishish kuchi bilan ushlab turiladi. Sayyoralarning tezligi inertsiya qonuni tufayli bir xil bo'lib qoladi. Osmon jismlarining yumaloq shakli ham o'z izohini oldi: u tortishish, kattaroq markazga jalb qilish tufayli olingan.
| <<< Назад
|
Oldinga >>> |
