Воспользуйтесь поиском к примеру Реферат        Грубый поиск Точный поиск
Вхід в абонемент


Интернет реклама УБС






Реферат на тему:

Видимые движения планет. Законы Кеплера

1. Нижние и верхние планеты. По особенностям своего видимого движения на небесной сфере планеты делятся на две группы: нижние (Меркурий, Венера) и верхние (Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Движение верхних и нижних планет небесной сферой происходит по-разному.

Меркурий и Венера находятся на небе или в тех же созвездиях, что и Солнце, или в соседних. При этом они могут находиться как на запад, так и к востоку от него, но не далее 28 ° (Меркурий) и 48 ° (Венера).

всего угловое отклонение планеты от Солнца к востоку назы вает самой восточной элонгацией (с лат. - «уда-ляюся»), к западу - наибольшей западной элонгацией

При восточной элонгации планета видна на западе в лучах вечерней зари вскоре после захода Сон-это через некоторое время она также входит. Затем, перемещаю-ясь обратным движением (с востока на запад, против видимо-го движения Солнца), сначала медленно, а потом все быстрее планета начинает приближать-ся к Солнцу, скрывается в его лучах и становится невидимой. В это время планета проходит между Землей и Солнцем и наступает ее нижнее соединение с Солнцем.

Через некоторое время после нижнего соединения планета вновь становится вы-водим, но уже на востоке, в лучах утренней зари, незадолго перед восходом Солнца. Далее, продолжая перемещен-ния обратным движением, планета достигает наибольшей западной элонгации, зу-пиняеться на некоторое время и снова продолжает движение, но уже прямой, в на-правлении к Солнцу.

Вернувшись к Солнцу, планета вскоре исчезает в его проме-нях и снова становится невидимой. В это время она проходит за Солнцем, и происходит ее верхнее сообщение, после которого через некоторое время она снова становится видимой на западе в про-менях вечерней зари. Далее цикл повторяется.

Таким образом, нижние планеты, подобно маятнику, «скала-ся» относительно Солнца.

Иначе происходит видимое движение верхних планет. Когда верхнюю планета видна после захода Сон-это на западном небосклоне, она перемещается среди звезд прямым движением, то есть с запада на восток, как и Солнце. Но скорость ее движения мен-я, чем у Солнца, поэтому Солнце наздо-гоняет планету, и она на время перестает быть видимой.

Затем, когда Солнце обгонит пла-нету, она становится видимой на востоке перед восходом Солнца. Скорость ее прямого движения постепенно уменьшается, планета останавливается и затем начинает перемещение обратным движением с востока на запад, причем ее траектория напоминает петлю.

В середине дуги своего попятного движения планета находится в созвездии, противоположном Солнцу; такое ее положение называется о-тистоянням.

Через некоторое время планета снова останавливается, меняет направление своей-го движения на прямой, снова с запада на восток. Впоследствии ее догоняет Солнце, она перестает быть видимой - и цикл движения начинается сначала.

В середине дуги своего прямого движения, во время периода невидимости, планета находится в одном созвездии с Солнцем, и такое ее положение на-зиваеться связан с Солнцем.

Расположение планеты на 90 ° к востоку от Солнца называется восточной квадратурой, на 90 ° к западу - западной квад-ратуре.

Все вышеописанные особые положения планет относительно Солнца назы щихся конфигурациями.

Интервал S между двумя последовательными одинаковыми конфиге-рациями планеты называется ее синодическим периодом обращения.

Для Меркурия он составляет 116 суток, для Венеры - 584 суток, для Марса, Юпитера и Сатурна соответственно - 780, 399 и 378 суток.

Особенности движения планет связаны с тем, что мы наблюдаем их движение с Земли, которая также вращается вокруг Солнца. Итак, петля в движении верхней планеты - это отражение движения Земли по орбите, и чем дальше планета, тем меньше размер петли. Ширина петли обратного движения Марса равен 15 °, Юпитера - 10 °, Сатурна - 7 °.

2. Законы Кеплера. Используя данные Птолемея, Н. Коперник определил относительные расстояния (в радиусах орбиты Земли) каждой из планет от Солнца, а также их сидерические (относительно звезд) периоды обращения вокруг Солнца. Это позволило Иоганну Кеплеру (1618-1621) установить три закона движения планет.

И. Каждая из планет движется вокруг Солнца по эллипсу, в от-ом из фокусов которого находится Солнце.

Эллипс - это замкнутая кривая, сумма расстояний до каждой точки которой от фокусов F1 и F2 равна его большой оси, т.е. 2а, где а - большая полуось эллипса.

Если Солнце находится в фокусе F1 a планета в точке Р, то отрезок прямой F1P называется радиусом-вектором планеты.

Отношение е = с /а, где с - расстояние от фокуса эллипса до его центра, называется эксцентриситетом эллипса. Эксцентриситет определяет отклонение эллипса (степень вытянутости) от круга, для которого е = 0,0167.

Орбиты планет в Солнечной системе очень мало отличаются от круговых. Так, наименьший эксцентриситет имеет орбита Венеры: е = 0,007; наибольший - орбита Плутона: е = 0,249; эксцентриситет земной орбиты составляет е = 0,0167.

Ближайшая к Солнцу точка планетной орбиты П называется п е р и-в л и является м, дальняя точка орбиты А-афелием.

II. Радиус-вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равновеликие площади.

Из этого закона следует важный вывод: поскольку площади 1 и 2 уровня, то по дуге P1P2 планета движется с большей скоростью, чем по дуге Р3Р4 т.е. скорость планеты крупнейшая в пе-ригелии П и наименьшая в афелии А.

III. Квадраты сидерических периодов обращения планет относятся как кубы больших полуосей их орбит.

Если сидерические периоды обращения двух планет обозначить Т1 и Т2, а большие полуоси эллипсов - соответственно а1 и а2, то третий закон Кеплера имеет вид

Законы Кеплера справедливы не только для планет, но и для их спутников, как природных, так и искусственных.

В 1687 г. И. Ньютон, рассматривая задачу взаимного притяжения небесных тел, точнее сформулировал третий закон Кеплера для слу-чае, когда планета с массой М имеет спутник с массой m. Например, для движения Земли вокруг Солнца (сидерический период Т, полуось орбиты а) и вокруг Земли (соответственно Т? И а?) Третий закон Кеплера за-сится так:

М? + M) Т2 | = | а3

(m + m?) Т? 2 | а? 3

где М?, m? и m? - Соответственно массы Солнца, Земли и Луны.

Пренебрегая другими слагаемыми в скобках (малыми по сравнению с пер-шими), можно определить массу Солнца в единицах массы Земли. Таким же образом можно


Страницы: 1 2