Видимото движение на планетите става по елипса. Планетите на Слънчевата система. Характеристики на движение и местоположение. Каква е основната разлика между земните планети и останалите планети от Слънчевата система

- правоъгълни координати на точка P

- сферични координати на точка P

Хоризонтална координатна система

• При конструиране на всяка небесна координатна система върху небесната сфера се избират голям кръг (основната окръжност на координатната система) и две диаметрално противоположни точки на оста, перпендикулярна на равнината на тази окръжност (полюсът на координатната система).

• Истинският хоризонт се приема за основен кръг на хоризонталната координатна система, зенитът (Z) и надирът (Z 1) служат за полюси, през които се чертаят големи полукръгове, наречени окръжности на височина или вертикали.

Небесно тяло

Истински хоризонт

Вертикална

• Моментното положение на звездата М спрямо хоризонта и небесния меридиан се определя от две координати: височина (h) и азимут (A), които се наричат ​​хоризонтални.

Зенитно разстояние

0 ° ≤ h ≤ 90 °

0 ° ≤ A ≤ 360 °

• Южната половина на небесния меридиан (ZSZ 1) е началната вертикала, а височините ZEZ 1 и ZWZ 1, преминаващи през точките изток E и запад W, се наричат ​​първа вертикала.
• Малки кръгове (ab, cd), успоредни на равнината на истинския хоризонт, се наричат ​​кръгове с еднаква височина или алмукантари.

• През деня азимутът и височината на звездите непрекъснато се променят.
• Следователно хоризонталната координатна система не е подходяща за съставяне на звездни карти и каталози.
• За тази цел е необходима система, в която въртенето на небесната сфера не влияе върху стойностите на координатите на звездите.

Екваториална координатна система

• За да останат непроменени сферичните координати, координатната мрежа трябва да се върти с небесната сфера.
• Това условие се удовлетворява от екваториалната координатна система.

• Основната равнина в тази система е небесният екватор, а полюсите са северният и южният полюс на света.

Северен полюс на света

Небесен екватор

Южен полюс на света

• През полюсите се прокарват големи полукръгове, наречени кръгове за деклинация, а небесните паралели се изтеглят успоредно на екваториалната равнина.

Небесен паралел

Кръг за деклинация

• Положението на звездата в екваториалната координатна система се измерва по окръжността на деклинацията (деклинация) и по небесния екватор (право възход). Референтната точка на координатата е точката на пролетното равноденствие.

Еклиптика

Северен полюс

еклиптика

настроение

еклиптика

райски

Южен полюс

еклиптика

Пролетна точка

равноденствия

• Кръгът за деклинация, преминаващ през пролетното равноденствие, се нарича цвят на равноденствието. Правото изкачване е ъгълът при полюса на света между цвета на равноденствието и окръжността на деклинацията, преминаваща през звездата. Деклинацията е ъгловото разстояние на звезда от небесния екватор.

Кръг за деклинация

Равноденствие

Деклинация

райски

Право изкачване

Пролетна точка

равноденствия

• Пролетното равноденствие е в съзвездието Риби и служи като начална точка, от която се брои дясната координата на възход в посока обратна на часовниковата стрелка, която обикновено се обозначава с буквата α ... Тази координата е аналогична на дължината в географските координати.
• В астрономията е прието да се измерва точното изкачване в часови единици, а не в градуси. В този случай се приема, че общата обиколка е 24 часа.
• Втората координата на светилото δ – склонение - е аналогично на географската ширина, измерва се в градуси. И така, звездата Алтаир (α Eagle) има координати α = 19h48m18s, деклинация δ = + 8 ° 44 ".
• Измерените координати на звездите се съхраняват в каталози, от тях се изграждат звездни карти, които се използват от астрономите при търсене на необходимите звезди.

• В тъмна нощ можем да видим около 2500 звезди на небето (включително 5000 невидими полукълба), които се различават по яркост и цвят. Те сякаш са прикрепени към небесната сфера и се въртят около земята с нея. За да се ориентирате между тях, небето е разделено на 88 съзвездия.
• През II век. пр.н.е NS Хипарх раздели звездите по величина на величини, най-ярката, която той приписва на звездите от първа величина (1 м ), и най-слабият, едва видим с просто око, - до 6 м .
• В съзвездието звездите са обозначени с гръцки букви, някои от най-ярките звезди имат свои собствени имена. И така, Полярната звезда - Малката мечка има блясък 2 м... Най-ярката звезда в северното небе, Вега-Лира, има блясък около 0 м .

• Понастоящем астрономите използват различни небесни координатни системи, за да се ориентират между звездите. Един от тях - екваториална координатна система (Фиг. 1). Тя се основава на небесен екватор - проекция на земния екватор върху небесната сфера.
• Еклиптикаи екваторсе пресичат в две точки: пружина ( γ ) и есента ( Ὠ ) равноденствие.

Очевидно движение на планетите

• В древни времена са били известни 5 подобни на звезди, но по-ярки светила, които макар и да участват в ежедневното въртене на небесния свод, също извършват независими видими движения. Древните гърци са нарекли такива светила планети(на гръцки "планета" означава "скитане").
• С невъоръжено око можете да видите 5 блуждаещи светила (планети) - Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн.

• Планетите винаги са разположени на небето недалеч от еклиптиката, но за разлика от Слънцето и Луната, те променят посоката си на движение през определени интервали от време.
• Те се движат между звездите главно от запад на изток (като Слънцето и Луната) - директно движение.
• Всяка планета обаче в определено време забавя движението си, спира и започва да се движи от изток на запад - движение назад.
• Тогава светилото отново спира и възобновява директното движение. Ето защо видимия път на всяка планета в небето- сложна линия със зигзаги и бримки.

• През XVI век. полският учен Николай Коперник, отхвърляйки догматичната концепция за неподвижността на Земята, я поставя сред обикновените планети.
• Коперник посочи, че Земята, заемаща третото място от Слънцето, подобно на други планети, се движи в пространството около Слънцето и едновременно с това се върти около оста си. Хелиоцентричната система на Коперник обяснява много просто кръговото движение на планетите.
• Фигурата показва движението на Марс върху небесната сфера, наблюдавано от Земята. Позициите на Марс, Земята и точките от траекторията на Марс в небето в едни и същи моменти от време са отбелязани със същите числа.

• Меркурий и Венера винаги са близо до Слънцето, като се отдалечават от него последователно на запад и изток. Поради близостта си до Слънцето, тези две планети се виждат само в източната част на небето сутрин, преди изгрев, или в западната страна вечер, малко след залез.
• По този начин видимото движение на Меркурий и Венера е значително различно от видимото движение на Марс, Юпитер и Сатурн.
• Движението на Слънцето и Луната на фона на звездите става в големи кръгове, винаги в посока напред.

• Примкови участъци от видимия път на планетите могат да бъдат разположени в различни зодиакални съзвездия, но има значителна разлика в тяхното местоположение.
• Целият пояс на зодиакалните съзвездия заобикаля Марс за 687 дни, Юпитер за почти 12 години и Сатурн за 29,5 години. Тези три планети периодично се приближават до Слънцето и след това не се виждат, след което постепенно се отдалечават от него на запад и описват примка в областта на небето, противоположна на Слънцето.
• Тези планети се виждат в различни часове на тъмното. Уран, Нептун и Плутон се движат по подобен начин.

• Планети, чиито орбити са разположени вътре околоземната орбита се наричат n и w n и m и , и планетите, чиито орбити са разположени в не земна орбита, - в ерхн и м и ... Наричат ​​се характерните относителни положения на планетите спрямо Слънцето и Земята k за n f и g u r a c и i m i планети .
• Конфигурациите на долните и горните планети са различни. В по-ниските планети е така

заедно (отгоре и отдолу) и e l o n g a c и i (изток и запад; това са най-големите ъглови разстояния на планетата от Слънцето).

• На горните планети - k w a d r a t u r s (изток и запад: думата "квадрат" означава "четвърт кръг"), заедно и р около т и около .
• Видимото движение на по-ниските планети наподобява осцилаторно движение около Слънцето. Долните планети се наблюдават най-добре близо до удължение (най-голямото удължение на Меркурий е 28 °, а Венера е 48 °). От Земята по това време не се вижда цялото полукълбо на планетата, осветено от Слънцето, а само част от него ( фазапланети). При източно удължение планетата се вижда на запад малко след залез слънце, със западно удължение, на изток малко преди изгрев.
• Горните планети се виждат най-добре близо до опозиции, когато цялото полукълбо на планетата, осветено от Слънцето, е обърнато към Земята.

• В астрономията средното разстояние от Земята до Слънцето се приема за единица за разстояние и се нарича астрономическа единица (a.u.), 1 а. д. = 1,5 10 8 км.
• И така, Меркурий се намира на разстояние 0,39 AU от Земята. д., а Сатурн - на разстояние 9,54 AU. д.

• Изразът „пътят на Слънцето сред звездите“ ще изглежда странен за някои. В крайна сметка през деня звездите не се виждат. Следователно не е лесно да се забележи, че Слънцето бавно, около 1° на ден, се движи между звездите от дясно на ляво. Но можете да проследите как се променя облика на звездното небе през цялата година. Всичко това е следствие от въртенето на Земята около Слънцето. Пътят на привидното годишно движение на Слънцето на фона на звездите се нарича еклиптика (от гръцки "eclipse" - "затъмнение"), а периодът на въртене по еклиптиката се нарича звездна година. То е равно на 365 дни 6 часа 9 минути 10 секунди, или Зб5.25б4 средно слънчеви дни. Еклиптиката и небесният екватор се пресичат под ъгъл от 23°26′ при пролетното и есенното равноденствие. В първата от тези точки Слънцето обикновено се появява на 21 март, когато преминава от южното полукълбо на небето в северното. Във втория - на 23 септември, при прехода от северното полукълбо към южното. В точката, най-отдалечена на север от еклиптиката, Слънцето се появява на 22 юни (лятно слънцестоене), а на юг на 22 декември (зимно слънцестоене). През високосна година тези дати се изместват с един ден. От четирите точки на еклиптиката основната точка е пролетното равноденствие. Именно от него се отчита една от небесните координати – право възход. Той също така служи за отчитане на звездното време и тропическата година - интервалът от време между две последователни преминавания на центъра на Слънцето през пролетното равноденствие. Тропическата година определя сезоните на нашата планета.

Неравномерното движение на Слънцето сред звездите

• Преди около 2 хиляди години, когато Хипарх съставя своя звезден каталог (първият, който е достигнал до нас в неговата цялост), пролетното равноденствие е било в съзвездието Овен.
• По наше време тя се е преместила на почти 30 °, до съзвездието Риби, а точката на есенното равноденствие - от съзвездието Везни до съзвездието Дева. Но според традицията точките на равноденствието се обозначават със знаците на бившите съзвездия на „равноденствие“ – Овен „Y“ и Везни Ὠ.
• Същото се случи и с точките на слънцестоенето: лятото в съзвездието Телец е отбелязано със знака Рак ®, а зимата в съзвездието Стрелец - със знака Козирог ^.

• Половината от еклиптиката от пролетното равноденствие до есента (от 21 март до 23 септември) Слънцето преминава за 186 дни. Втората половина, от есенното равноденствие до пролетното равноденствие, отнема 179-180 дни.
• Но половините на еклиптиката са равни: всяка на 180 °. Следователно Слънцето се движи неравномерно по еклиптиката. Тази нередност отразява промените в скоростта на Земята в елиптична орбита около Слънцето.
• Неравномерното движение на Слънцето по еклиптиката води до различни дължини на сезоните.
• За жителите на Северното полукълбо пролетта и лятото са с шест дни по-дълги от есента и зимата. Земята на 2-4 юли се намира на 5 милиона километра по-далеч от Слънцето в сравнение с 2-3 януари и се движи по орбитата си по-бавно в съответствие с втория закон на Кеплер.
• През лятото Земята получава по-малко топлина от Слънцето, но лятото в Северното полукълбо е по-дълго от зимата. Следователно, Северното полукълбо е по-топло от Южното полукълбо.

От древни времена човечеството се интересува от видимите движения на небесните тела: слънцето, луната и звездите. Трудно е да си представим, че нашата собствена слънчева система изглежда твърде голяма, простираща се на 4 трилиона мили от слънцето. Междувременно Слънцето е само една стотна от милиарда от другите звезди, които съставляват галактиката Млечния път.

млечен път

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

слънчева система

Слънцето и неговите 9 планети – спътници са разпръснати в една и съща посока от центъра на галактиката. Както планетите се въртят около своите звезди, така и звездите се въртят около галактиките.

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

Първите наблюдения на светилата

Човекът наблюдава видимите движения на небесните тела и космическите явления от най-малко 10 000 години. За първи път записи в аналите на небесните тела се появяват в древен Египет и Шумер. Египтяните са успели да разграничат три вида тела в небето: звезди, планети и „звезди с опашки“. В същото време бяха открити небесни тела: Сатурн, Юпитер, Марс, Венера, Меркурий и, разбира се, Слънцето и Луната. Видимото движение на небесните тела е движението на тези обекти, наблюдавани от Земята, спрямо координатната система, независимо от ежедневното въртене. Истинското движение е тяхното движение в космическото пространство, обусловено от силите, действащи върху тези тела.

Видими галактики

Поглеждайки в нощното небе, можете да видите най-близкия ни съсед - - под формата на спирала. Млечният път, въпреки размера си, е само една от 100 милиарда галактики в космоса. Без да използвате телескоп, можете да видите три галактики и част от нашата. Два от тях са наречени Големи и Малки Магеланови облаци. За първи път са забелязани в южните води през 1519 г. от експедицията на португалския изследовател Магелан. Тези малки галактики обикалят около Млечния път, което ги прави нашите най-близки космически съседи.

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

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

Видими планети от Земята

Планетите са небесни тела, обикалящи около Слънцето. Когато виждаме Венера да свети в небето, това е, защото е осветена от Слънцето и отскача част от слънчевата светлина. Венера е вечерната звезда или утринната звезда. Хората я наричат ​​по различен начин, защото вечер и сутрин е на различни места.

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

Законите на движението на планетите

Чрез комбиниране на наблюдения и теории за движението на небесните тела, хората са извели законите на нашата галактика. Откритията на учените помогнаха да се дешифрират видимите движения на небесните тела. открити са сред първите астрономически закони.

Немският математик и астроном е пионер в тази тема. Кеплер, след като изучава работата на Коперник, изчислява най-добрата форма за орбити, за да обясни видимите движения на небесните тела - елипса, и довежда законите за движение на планетите, известни в научния свят като законите на Кеплер. Две от тях характеризират движението на планетата в нейната орбита. Те четат:

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

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

Третият закон свързва орбиталните данни на планетите в системата.

Долни и горни планети

Изучавайки видимите движения на небесните тела, физиката ги разделя на две групи: по-ниските, които включват Венера, Меркурий, и горните, Сатурн, Марс, Юпитер, Нептун, Уран и Плутон. Движението на тези небесни тела в сферата става по различни начини. В процеса на наблюдаваното движение на по-ниските планети те имат фазова промяна като тази на Луната. При преместване на горните планети можете да забележите, че те нямат фазова промяна, постоянно се обръщат към хората със своята светла страна.

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

Комети и метеорити

Около Слънцето, освен планетите, се въртят милиарди ледени блокове, състоящи се от замръзнал твърд газ, малки камъни и прах – комети, които изпълват Слънчевата система. Видимите движения на небесните тела, представени от комети, могат да се видят само когато се приближат до Слънцето. Тогава опашката им започва да гори и свети в небето.

Най-известната от тях е кометата на Халей. На всеки 76 години той напуска орбитата си и се приближава до Слънцето. По това време може да се наблюдава от Земята. Дори в нощното небе можете да съзерцавате метеорити под формата на летящи звезди - това са съсиреци материя, които се движат през Вселената с огромна скорост. Когато ударят гравитационното поле на Земята, те почти винаги изгарят. Поради изключителната скорост и триенето с въздушната обвивка на Земята, метеоритите се нагряват и се разпадат на малки частици. Процесът на тяхното изгаряне може да се наблюдава на нощното небе под формата на светеща лента.

Учебната програма по астрономия описва видимите движения на небесните тела. 11 клас вече е запознат с моделите, по които се случва сложното движение на планетите, смяната на лунните фази и законите на затъмненията.

Местоположението на орбитата, орбиталното движение, както и периодът на въртене около оста и нейният наклон са важни характеристики, които в някои случаи могат напълно да определят условията на повърхността на планетата. В тази статия ще прегледам горните характеристики, приложими за планетите от Слънчевата система, и ще опиша отличителните черти на планетите поради тяхното движение и местоположение.

живак

Най-близката до Слънцето планета е може би най-специалната в обхвата на тази статия. И тази изключителност на Меркурий се дължи на няколко причини наведнъж. Първо, орбитата на Меркурий е най-издължената сред всички планети на Слънчевата система (ексцентриситетът е 0,205). Второ, планетата има най-малкия наклон на оста спрямо равнината на орбитата си (само няколко стотни от градуса). Трето, съотношението между периодите на аксиално въртене и орбитално въртене е 2/3.

Поради силното удължаване на орбитата разликата в разстоянието от Меркурий до Слънцето в различни точки на орбитата може да бъде повече от един и половина пъти - от 46 милиона км в перихелий до 70 милиона в афелия. Орбиталната скорост на планетата се променя със същия фактор - от 39 km/s в афелия и до 59 km/s в перихелий. В резултат на това движение, само за 88 земни дни (една меркурианска година), ъгловият размер на Слънцето, когато се наблюдава от повърхността на Меркурий, се променя от 104 дъгови минути (което е 3 пъти повече, отколкото на Земята) в перихелий, до 68 дъгови минути (2 пъти повече, отколкото на Земята) в афелия. След това започва приближаването към Слънцето и то отново нараства в диаметър до 104 минути, когато се приближава до перихелия. А разликата в орбиталната скорост влияе върху скоростта на видимото движение на Слънцето на фона на звездите. Много по-бързо в перихелий, отколкото в афелий.

Характеристики на планетата

Има още една особеност на видимото движение на Слънцето в небето на Меркурий. В допълнение към орбиталното си движение, той включва и много бавно аксиално въртене (един оборот около оста спрямо звездите отнема почти 59 земни дни). Изводът е, че в малък участък от орбитата близо до перихелия, ъгловата скорост на орбиталното движение на планетата е по-голяма от ъгловата скорост на аксиално въртене. В резултат на това Слънцето, движейки се от изток на запад поради аксиално въртене, започва да се забавя, спира и за известно време се движи от запад на изток. Защото в този момент посоката и скоростта на орбиталното движение са доминиращи фактори. С отдалечаване от перихелий видимото движение на Слънцето спрямо хоризонта отново става зависимо от аксиалното въртене на планетата и продължава от изток на запад.

Съотношението на 2/3 от периодите на въртене около оста и около Слънцето води до факта, че един слънчев ден на Меркурий продължава 176 земни дни (88 дни всеки ден и нощ). Тези. през една меркурианска година Слънцето е над хоризонта и същото количество е под него. В резултат на това може да се наблюдава троен изгрев на 2 географски дължини по време на слънчев ден.

Как става това

Слънцето първо бавно изпълзява над хоризонта, движейки се от изток на запад. Тогава Меркурий преминава през перихелий и Слънцето започва да се движи на изток, падайки обратно под хоризонта. След преминаване на перихелия Слънцето отново се движи от изток на запад спрямо хоризонта, сега най-накрая изгрява, и в същото време бързо ще намалява по размер. Когато Слънцето е близо до зенита, Меркурий ще премине афелия и Слънцето ще започне да се накланя на запад, увеличавайки размера си. Тогава, в момента, в който Слънцето практически е залязло отвъд западния хоризонт, Меркурий в орбита отново ще се приближи до перихелия и Слънцето ще изгрее обратно от западния хоризонт. След като премине перихелия, Слънцето най-накрая ще залезе под хоризонта. След това тя ще се издигне на изток едва след Меркурианската година (88 дни) и целият цикъл от движения ще се повтори. На други дължини Меркурий ще премине перихелий в момента, когато Слънцето вече не е на хоризонта. И следователно тройно покачване поради обратното движение на тези места няма да се случи.

Температурна разлика

Поради бавното си въртене и изключително разредената атмосфера, повърхността на Меркурий от слънчевата страна е много гореща. Това е особено вярно за така наречените "горещи дължини" (меридиани, на които Слънцето е в зенита си, когато планетата преминава през перихелий). На такива места температурата на повърхността може да достигне 430 ° C. В същото време в близост до полярните райони, поради леко наклонената ос на планетата, има места, където слънчевите лъчи изобщо не падат. Там температурата се поддържа около -200°C.

Обобщавайки за Меркурий, виждаме, че резултатът от комбинацията от неговото отличително орбитално движение, бавно въртене, уникално съотношение на периодите на въртене около оста и оборот около Слънцето, както и малък наклон на оста, е много необичайно движение на Слънцето по небето, със забележима промяна в размера и най-големите температурни разлики в Слънчевата система.

Венера

За разлика от орбитата на Меркурий, орбитата на Венера, напротив, е най-кръглата сред орбитите на всички други планети. В този случай разликата в разстоянието до Слънцето в перихелий и афел се различава само с 1,5 милиона km (съответно 107,5 милиона km и 109 милиона km). Но още по-интересен е фактът, че планетата има ретроградно въртене около оста си, така че ако можете да видите Слънцето от повърхността на Венера, то през деня тя ще се движи от запад на изток през цялото време. Освен това тя би се движила много бавно, тъй като скоростта на аксиалното въртене на Венера е дори по-малка от тази на Меркурий и спрямо звездите планетата завършва оборота си за 243 земни дни, което е по-дълго от продължителността на една година ( оборот около Слънцето отнема 225 земни дни).

Комбинацията от периодите на орбитално движение и аксиално въртене прави продължителността на слънчевия ден равна на приблизително 117 земни дни. Сам по себе си наклонът на оста към орбиталната равнина е малък и възлиза на 2,7 градуса. Въпреки това, предвид факта, че планетата се върти ретроградно, тя се оказва практически напълно обърната. В този случай наклонът на оста спрямо орбиталната равнина е 177,3 градуса. Всички горепосочени параметри обаче практически не влияят на условията на повърхността на планетата. Плътната атмосфера задържа топлината много добре, поради което температурата почти не се променя. И няма значение по кое време на деня и на каква географска ширина е в същото време.

Земята

Орбитата на Земята е много близка по форма до кръгла, въпреки че нейният ексцентриситет е малко по-голям от този на Венера. Но разликата в разстоянието до Слънцето, което е 5 милиона км в перихелий и афелий (съответно 147,1 милиона километра и 152,1 милиона километра до Слънцето), не оказва значително влияние върху климата. Наклонът на оста към орбиталната равнина при 23 градуса е благоприятен, тъй като осигурява обичайната за нас смяна на сезоните. Това предотвратява условия в полярните региони, толкова тежки като тези на Меркурий при нулев наклон. В крайна сметка земната атмосфера не задържа топлината толкова добре, колкото атмосферата на Венера. Сравнително високата аксиална скорост на въртене също е от полза. Това предотвратява прекаленото нагряване на повърхността през деня и охлаждане през нощта. В противен случай, с периоди на въртене като този на Меркурий и още повече на Венера, температурните разлики на Земята биха били подобни на тези на Луната.

Марс

Марс има почти същия период на въртене около оста си и наклона си към орбиталната равнина като Земята. Така че сезоните се сменят по подобен принцип, само че сезоните продължават почти два пъти по-дълго, отколкото на Земята. В края на краищата, една революция около Слънцето отнема, отново, почти два пъти повече време. Но има и съществена разлика - орбитата на Марс има доста забележим ексцентриситет. Поради това разстоянието до Слънцето се променя от 206,5 милиона км на 249,2 милиона км и това вече е достатъчно, за да повлияе значително на климата на планетата. В резултат на това лятото в южното полукълбо е по-горещо, отколкото в северното, но зимите също са по-студени, отколкото в северното.

Гигантски планети

Планетите-гиганти имат доста малък орбитален ексцентриситет (от 0,011 за Нептун до 0,057 за Сатурн), но гигантите са разположени много далеч. Следователно орбитите са дълги и планетите се въртят по тях много спокойно. Юпитер се нуждае от 12 земни години, за да извърши революция; Сатурн - 29,5; Уран - 84, и Нептун - 165. Всички гиганти се характеризират с висока, в сравнение с планетите от земната група, скорост на аксиално въртене - 10 часа за Юпитер; 10,5 при Сатурн; 16 в Нептун и 17 в Уран, поради това планетите са забележимо сплескани на полюсите.

Най-сплескан е Сатурн, неговите екваториални и полярни радиуси се различават с 6 хиляди км. Наклоните на осите на гигантите са различни: много лек наклон при Юпитер (3 градуса); Сатурн и Нептун имат наклон съответно 27 и 28 градуса, което е близо до Земята и Марса, съответно има смяна на сезоните, само в зависимост от разстоянието от Слънцето, продължителността на сезоните също се различава; Уран е нокаутиран в този план - неговата ос, пръстени и орбити на всички спътници са наклонени с 98 градуса спрямо равнината на орбитата на планетата, така че в процеса на въртене около Слънцето Уран се обръща последователно към Слънцето с един полюс, после другият.

Въпреки разнообразието на горните орбитални и физически характеристики на планетите-гиганти, условията в техните атмосфери до голяма степен се определят от процесите във вътрешността, които към момента все още не са добре проучени.

В. Грибков

Всички космогонични хипотези могат да бъдат разделени на няколко групи. Според един от тях Слънцето и всички тела на Слънчевата система: планети, спътници, астероиди, комети и метеоритни тела са се образували от един облак газ и прах или прах. Според второто Слънцето и неговото семейство имат различен произход, така че Слънцето се е образувало от един облак от газ и прах (мъглявини, глобули), а останалите небесни тела на Слънчевата система - от друг облак, която беше уловена по някакъв не съвсем ясен начин от Слънцето в собствена орбита и беше разделена по някакъв, дори по-неразбираем начин на много много различни тела (планети, техните спътници, астероиди, комети и метеоритни тела), имащи много различни характеристики : маса, плътност, ексцентриситет, орбитална посока и посока на въртене около тяхната ос, наклона на орбитата към равнината на екватора на Слънцето (или еклиптиката) и наклона на равнината на екватора към равнината на неговата орбита .
Девет големи планети се въртят около Слънцето в елипси (не много по-различни от кръгове) в почти една и съща равнина. В ред на разстоянието от Слънцето, това е Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон... В допълнение към тях има много малки планети (астероиди) в Слънчевата система, повечето от които се движат между орбитите на Марс и Юпитер. Пространството между планетите е изпълнено с изключително разреден газ и космически прах. Прониква от електромагнитно лъчение.
Слънцето е 109 пъти по-голямо от диаметъра на Земята и около 333 000 пъти по-масивно от Земята.... Масата на всички планети е само около 0,1% от масата на Слънцето, следователно, чрез силата на гравитацията си, тя контролира движението на всички членове на Слънчевата система.

Конфигурация и видимост на планетите

Някои от по-характерните взаимни подреждания на планетите, Земята и Слънцето се наричат ​​конфигурации на планетите.
Условията на видимост на планетите от Земята се различават рязко за вътрешните планети (Венера и Меркурий), чиито орбити са вътре в земната орбита, и за външните планети (всички останали).
Вътрешната планета може да бъде между Земята и Слънцето или зад Слънцето. В такива позиции планетата е невидима, тъй като се губи в лъчите на Слънцето. Тези позиции се наричат ​​конюнкции планета-слънце. В долния съвпад планетата е най-близо до Земята, а в горния съвпад е най-отдалечена от нас.

Синодични периоди на планетарната революция и връзката им със звездните периоди

Периодът на въртене на планетите около Слънцето по отношение на звездите се нарича звезден или сидеричен период.
Колкото по-близо е една планета до Слънцето, толкова по-големи са нейните линейни и ъглови скорости и толкова по-кратък е звездният период на въртене около Слънцето.
Въпреки това, не звездният период на революцията на планетата се определя от преки наблюдения, а интервалът от време, който преминава между двете й последователни едноименни конфигурации, например между две последователни конюнкции (опозиции). Този период се нарича синодичен период на циркулация. След като се определят синодичните периоди от наблюдения, звездните периоди на планетарната революция се намират чрез изчисления.
Синодичният период на външната планета е периодът от време, след който Земята изпреварва планетата с 360°, докато те се движат около Слънцето.

Законите на Кеплер

Заслугата за откриването на законите на планетарното движение принадлежи на изключителния немски учен Йоханес Кеплер(1571 -1630). В началото на 17 век. Кеплер, изучавайки въртенето на Марс около Слънцето, установява три закона за движението на планетите.

Първият закон на Кеплер ... Всяка планета се върти около елипса, в един от фокусите на която е Слънцето.

Вторият закон на Кеплер (законът на областите). Радиус векторът на планетата описва равни площи за равни интервали от време.

Третият закон на Кеплер ... Квадратите на звездните орбитални периоди на планетите се означават като кубове на големите полуоси на техните орбити.

Средното разстояние на всички планети от Слънцето в астрономически единици може да се изчисли с помощта на третия закон на Кеплер. След като се определи средното разстояние на Земята от Слънцето (т.е. стойността на 1 AU) в километри, е възможно да се намери в тези единици разстоянието до всички планети на Слънчевата система. Голямата полуос на Земята орбитата се приема като астрономическа единица за разстояния (= 1 AU)
Гониометричният геометричен метод е бил и остава класическият начин за определяне на разстоянията. Те определят разстоянията до далечни звезди, за които радарният метод е неприложим. Геометричният метод се основава на явлението изместване на паралакса.

Паралактичното изместване е промяна в посоката към обект, когато наблюдателят се движи..

ПРИМЕР ЗА РЕШЕНИЕ НА ПРОБЛЕМА

Задача... Конфронтациите на определена планета се повтарят след 2 години. Каква е голямата полуос на орбитата му?

Размерът и формата на Земята

На снимки, направени от космоса, Земята изглежда като топка, осветена от Слънцето.
Точният отговор за формата и размера на Земята дава градусни измервания, тоест измервания в километри на дължината на дъгата от 1 ° на различни места на повърхността на Земята. Градусните измервания показаха, че дължината на дъгата от 1° на меридиана в километри в полярния регион е най-голяма (111,7 km), а най-късата на екватора (110,6 km). Следователно на екватора кривината на земната повърхност е по-голяма, отколкото при полюсите, което предполага, че Земята не е топка. Екваториалният радиус на Земята е с 21,4 km по-голям от полярния. Следователно Земята (както други планети) е компресирана на полюсите поради въртене.
Сферата, която е със същия размер като нашата планета, има радиус, равен на 6370 km. Тази стойност се счита за радиус на Земята.
Ъгълът, под който се вижда радиусът на Земята от осветителното тяло, перпендикулярно на зрителната линия, се нарича хоризонтален паралакс.

Маса и плътност на Земята

Законът за гравитацията позволява да се определи една от най-важните характеристики на небесните тела - масата, по-специално масата на нашата планета. Всъщност, въз основа на закона за универсалното притегляне, ускорението на гравитацията е g = (G * M) / r 2. Следователно, ако са известни стойностите на ускорението на гравитацията, гравитационната константа и радиуса на Земята, тогава може да се определи нейната маса.
Замествайки в посочената формула стойността g = 9,8 m / s 2, G = 6,67 * 10 -11 N * m 2 / kg 2,

R = 6370 km, намираме, че масата на Земята е M = 6 x 10 24 kg. Познавайки масата и обема на Земята, можете да изчислите нейната средна плътност.