Unterrichtsphasen

Präsentationsmethoden

Zeit, min

Wissensüberprüfung und -aktualisierung

Frontale Befragung, Gespräch

Bildung von Konzepten über das kosmische Phänomen des Umlaufs von Planeten um die Sonne und seine Folgen – Himmelsphänomene: die scheinbare Bewegung von Planeten in der Himmelssphäre und ihre Konfigurationen

Vortrag, Gespräch

Probleme lösen

Arbeiten an der Tafel, selbstständige Lösung von Problemen in einem Notizbuch

15-17

Zusammenfassung des behandelten Stoffes, Zusammenfassung der Lektion, Hausaufgaben

Himmlische Phänomene

Weltraumphänomene

A. Scheinbare Rotation des Sternenhimmels
B.Wechsel der Jahreszeiten
IN. der Wechsel von Tag und Nacht
G. Wechsel der Mondphasen
D.Aufstieg und Untergang der Himmelskörper
E.Die scheinbare Bewegung der Sonne über den Himmel während des Tages
UND.Sonnenfinsternisse
Z.Veränderung der Höhe der Sonne über dem Horizont im Laufe des Jahres
UND. Mondfinsternisse

1) Rotation der Erde um ihre Achse;
2) Rotation des Mondes um die Erde;
3) Rotation der Erde um die Sonne.

Richtige Antworten :

A1; B3; IN 1; G2; D1; E1; F 2; Z 3; UND 2

Weltraumphänomene

Planetenrevolution Sonnensystem um die Sonne

Weltraumphänomene

Himmlische Phänomene, die aus diesen kosmischen Phänomenen entstehen

atmosphärische Phänomene

1) Atmosphärische Brechung:
- Verzerrung der Himmelskoordinaten der Leuchten;
- die Notwendigkeit, die äquatorialen Koordinaten von Himmelskörpern hinsichtlich der Brechung zu korrigieren;
- Verzerrung der Form und Winkelabmessungen von Himmelskörpern in der Höhe bei Sonnenaufgang und Sonnenuntergang;
- funkelnde Sterne;
- „grüner Strahl“.

2) Lichtstreuung in der Erdatmosphäre:
- blaue Farbe des Tageshimmels;
- blaue, lila Farbe des Abend-(Morgen-)Himmels;
- Dämmerung.
- Die Dauer der Tageslichtstunden (Tag) überschreitet immer das Zeitintervall von Sonnenaufgang bis Sonnenuntergang;
- weiße Nächte; Polartag und Polarnacht in hohen Breiten;
- Leuchten des Nachthimmels;
- Dämmerung; die rote Farbe der Morgendämmerung;
- Rötung der Sonnen- und Mondscheiben bei Sonnenaufgang und Sonnenuntergang.

Planetennamen

Planetengrößen

Planetengrößen im Modell

Sonne

1.392.000 km

54 cm 5 mm

Quecksilber

4.900 km

2 mm

Venus

12.100 km

5 mm

Erde

12.756 km

5 mm

Mars

6.800 km

3 mm

Jupiter

142.000 km

6 cm 5 mm

Saturn

120.000 km

4 cm 8 mm

Uranus

50.000 km

2 cm

Neptun

50.000 km

2 cm

Pluto

Schüssel aus dem Rogozen-Schatz

Umlaufbahn des Mondes

Es gibt einen Satz im Video Periode Mondrevolution - die Periode der Mondrevolution . Dies ist eine vollständige Umdrehung (Umdrehung des Mondes), die 27,3 Erdentage oder die sogenannten beträgt siderischer Monat.
Vergleichen Sie die Mondrevolution und den Menstruationszyklus.
Vollmond und Eisprung am 12.-14. Tag. Daher die Frau Yin-Moon („revolutionär“).

RÜCKLÄUFIGE PLANETEN

Alle Planeten in unserem Sonnensystem sind in einer bestimmten Reihenfolge angeordnet und haben einen bestimmten Abstand von der Sonne. Wenn wir die Position der Planeten von der Erde aus beobachten, können wir das in regelmäßigen Abständen feststellen Sie scheinen anzuhalten und beginnen dann, sich auf ihrer Umlaufbahn rückwärts zu bewegen. Tatsächlich bewegen sich die Planeten natürlich nicht rückwärts. Es ist nur so, dass unsere Erde auf ihrer Umlaufbahn diesen oder jenen Planeten „überholt“. Für einen Beobachter von der Erde scheint es also so, als hätte der Nachbarplanet begonnen, sich „rückwärts“ zu bewegen.
Astrologen und Astronomen bemerkten dieses Phänomen vor vielen Jahrhunderten und nannten es „rückläufige Bewegung“ .
Da jeder Planet seinen eigenen Einfluss auf die Erde und damit auf alles Leben auf der Erde hat, werden jedem der Planeten bestimmte Eigenschaften (Qualitäten) seines Einflusses auf Menschen, Ereignisse und den Ablauf von Prozessen zugeschrieben.
Alle Himmelskörper haben eine rückläufige (retrograde) Bewegung, mit Ausnahme der Sonne und des Mondes.

So sieht die scheinbare Bewegung von Merkur und Venus aus

Scheinbare Bewegung von Mars, Jupiter, Saturn und Uranus

So würden Sie es sehen, wenn Sie in der Sonne wären.

Rückläufige Bewegung von Merkur.

Rückläufige Bewegung des Mars.

So bewegt sich der Mars relativ zur Erde. Wo die Farbe von einer zur anderen wechselt, macht der Planet eine Schleife. Dies geschieht, wenn wir den Mars einholen, und dann beginnt er, hinter der Erde zurückzubleiben.

Im Zentrum steht der Beobachter – Wir Menschen sind Bewohner des Planeten Erde.

Daher stammen diese „Schalenplatten“ in der Abbildung – das sind die Umlaufbahnen des Mars!

Wenn Sie an einem Augustabend kurz nach Sonnenuntergang nach Osten schauen, sehen Sie einen sehr hellen rötlichen „Stern“. Aufgrund der Helligkeit könnte man es mit der Venus verwechseln. aber am Abend ist Venus nicht im Osten. Das ist der Mars, und er ist so hell, weil es jetzt eine Konfrontation zwischen der Erde und dem Mars gibt, und zwar keine einfache. (2003).
Etwa alle zwei Jahre nähern sich Erde und Mars auf ihren Umlaufbahnen einander an. Solche Annäherungen nennt man Konfrontationen. Wenn die Umlaufbahnen von Erde und Mars kreisförmig wären und streng in derselben Ebene lägen, würden die Konfrontationen streng periodisch stattfinden (zwischen ihnen würden etwas mehr als zwei Jahre vergehen) und der Mars würde sich der Erde immer im gleichen Abstand nähern. Dies ist jedoch nicht der Fall. Obwohl die Ebenen der Umlaufbahnen der Planeten ziemlich nahe beieinander liegen und die Umlaufbahn der Erde nahezu kreisförmig ist, ist die Exzentrizität der Marsumlaufbahn recht groß. Da das Intervall zwischen den Oppositionen weder mit dem Erd- noch mit dem Marsjahr übereinstimmt, erfolgt die maximale Annäherung der Planeten an unterschiedlichen Punkten ihrer Umlaufbahnen. Wenn Opposition in der Nähe des Aphels auftritt. (από „apo“ – von, von = Negation und Abwesenheit von etwas, ηλιος „helios“ – die Sonne) der Umlaufbahn des Mars (dies geschieht im Winter auf der Nordhalbkugel der Erde), dann der Abstand zwischen den Planeten erweist sich als recht groß – etwa 100 Millionen km. Oppositionen in der Nähe des Perihels der Marsumlaufbahn (die im Spätsommer auftreten) sind viel näher. Wenn sich Mars und Erde in einer Entfernung von weniger als 60 Millionen km nähern, spricht man von großen Konfrontationen. Sie finden alle 15 bis 17 Jahre statt und werden von Astronomen seit jeher für intensive Beobachtungen des Roten Planeten genutzt. (Die Geschichte der Beobachtungen des Mars ist ausführlich beschrieben.)
Die Konfrontation von 2003 erweist sich jedoch nicht nur als großartig, sondern als das größte Ereignis , wie es es seit mehreren tausend Jahren nicht mehr gegeben hat!

Schauen wir uns genauer an, was während der Konfrontation passiert.

Per Definition ist Opposition eine solche Konfiguration (gegenseitige Position) der Sonne, der Erde und des Planeten, wenn die ekliptische Breite des Planeten um 180° von der Breite der Sonne abweicht. Es ist klar, dass eine solche Situation nur für die äußeren Planeten möglich ist.
Äußere Planeten – Planeten der Jupitergruppe, Planeten des Sonnensystems, die außerhalb der Umlaufbahn des Mars zirkulieren (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto); haben eine Reihe ähnlicher physikalischer Eigenschaften. Der Begriff „B. P." manchmal mit dem Begriff „obere Planeten“ identifiziert.
Wenn wir den Planeten auf die Ekliptikebene projizieren (und Erde und Sonne befinden sich immer in dieser Ebene), dann liegen im Moment der Opposition die Mittelpunkte aller drei Körper auf derselben Geraden (die Erde zwischen Sonne und Sonne). Planet). Im Moment der Opposition ist die maximale Phase des Mars erreicht, es kommt zum „Vollmars“ (dieser Kunstbegriff wurde in Analogie zum Vollmond eingeführt). Der Unterschied zwischen der Phase des Mars und der Einheit ist nur auf die Tatsache zurückzuführen, dass er sich nicht in der Ebene der Ekliptik bewegt.
Da die Umlaufbahnen von Mars und Erde nicht kreisförmig sind und ihre Ebenen nicht zusammenfallen, liegt der Moment der Opposition nahe, fällt aber nicht mit dem Moment der maximalen Annäherung der Planeten zusammen. Die scheinbare Winkelgröße des Mars hängt eindeutig mit dem Abstand zwischen den Planeten zusammen, der bei größter Annäherung ein Maximum erreicht.
Die Helligkeit (scheinbare Helligkeit) des Mars hängt sowohl von seiner Entfernung von der Erde als auch von seiner Phase ab. Somit wird dieser Moment auch der Opposition nahe sein, aber im Allgemeinen wird er weder mit dieser noch mit dem Moment der maximalen Annäherung der Planeten zusammenfallen.
Zwei weitere wichtige Ereignisse sind der Durchgang des Mars durch das Perihel seiner Umlaufbahn und der Durchgang der Erde durch den Punkt, der dem Perihel der Marsumlaufbahn am nächsten liegt. Die Erde passiert immer zur gleichen Jahreszeit – etwa am 28. August – den Punkt, der dem Perihel der Marsumlaufbahn am nächsten liegt. Das Wort „hier“ entstand aufgrund der Tatsache, dass das Jahr auf der Erde kein Vielfaches von Tagen ist, sodass das Datum, an dem dieser Punkt verstrichen ist, von Jahr zu Jahr innerhalb eines Tages variiert. Im Jahr 2003 wird der Mars am 30. August sein Perihel passieren. Je näher am Perihel der Marsumlaufbahn die entgegengesetzten Planeten liegen, desto näher kommen sie zusammen und desto größer wird die Opposition sein. Zur Veranschaulichung dient die folgende Abbildung.

Oppositionen des Mars von 1997 bis 2010. Entlang der Erdumlaufbahn (innerer Kreis) sind die Monate ihres Durchgangs durch dieses Gebiet angegeben. Auf der Umlaufbahn des Mars (äußerer Kreis) sind die Punkte des Perihels (P) und des Aphels (A) angegeben. Auf den Linien, die die Planeten zum Zeitpunkt der Opposition verbinden, sind das Jahr und die Mindestentfernung zum Mars in astronomischen Einheiten angegeben. (Die Abbildung stammt aus dem Artikel von V.G. Surdin.) Blick von der Sonne.

Planetenbewegung

Von der Erde aus sichtbar, die Bewegungen des Mars auf seiner Umlaufbahn. Um am Startpunkt zu sein, muss der Mars sieben Kreise – sieben Umlaufbahnen – machen, dann nimmt er fast seine ursprüngliche Position ein.

Ein siebenzackiger Stern kann nur durch die gegenseitige Bewegung von Erde und Mars entstehen.

So sieht auch die scheinbare Bewegung des Mars von der Erde aus. Die Erde steht im Mittelpunkt des Bildes.
Die Zahlen geben die Konjunktion und Opposition des Mars an, in der Mitte ist die Erde blau dargestellt.

Marsspur.

Der scheinbare Weg des Mars relativ zur Erde, gezeichnet mit ptolemäischen Epizykeln und Deferenten. Der kleine gepunktete Kreis ist der Hauptepizykel, der große der Deferent.
Die tatsächliche Bewegung des Mars relativ zur Erde unter der Annahme, dass die Erde stationär ist.

Der Vergleich dieser Kurve mit der in der nebenstehenden Abbildung zeigt, wie gut das ptolemäische System die Bewegung der von uns beobachteten Planeten darstellte. Der Unterschied zwischen diesen Kurven liegt hauptsächlich darin, dass in der Kurve, die realen Beziehungen entspricht, die zweite Schleife kleiner ist als die erste, während nach Ptolemäus alle Schleifen notwendigerweise gleich groß sein müssen.

Erklärung der komplexen scheinbaren Bewegung des „oberen“ (äußeren) Planeten nach Kopernikus. Wenn die Erde die Position T1 und der Planet die Position P1 einnimmt, sollte der Planet am Punkt P "1 am Himmel erscheinen. Der Planet bewegt sich langsamer als die Erde; wenn sich die Erde von Position T1 nach T2 bewegt, bewegt sich der Planet von Position T1 nach T2 Punkt P1 bis P2 und wir werden ihn in der Richtung T2-P2 am Punkt des Firmaments P "2 sehen, d. h. der Planet wird sich zwischen den Sternen von rechts nach links bewegen, in Richtung des Pfeils Nr. I. Wenn die Erde nimmt die Position T3 ein, dann sehen wir den Planeten in Richtung T3-P3 am Punkt des Firmaments P" 2, so dass der Planet am Punkt des Himmels P "2 sozusagen angehalten und dann gegangen ist zurück, von links nach rechts, entlang Pfeil Nr. 2. Somit sind das Stehen und die umgekehrte Bewegung des Planeten scheinbare Phänomene, die aufgrund der Bewegung der Erde im Orbit auftreten.

Scheinbare Bewegung des Mars, Zeitspanne von 15 Jahren.

In der Mitte des Dreiecks, der Erde und dem Mond, ist dies dasselbe (allsehendes Auge), nur schauen sie uns nicht an, sondern im Gegenteil, wir führen unsere Beobachtungen vom Planeten Erde aus durch.

Für einen Beobachter von der Erde sieht die Bewegung der Sonne so aus.

Um ihre ursprüngliche Position einzunehmen, muss die Venus Umdrehungen machen – 5 Umlaufbahnen. Bewegung der Venus relativ zur Erde. Der Kreis innerhalb des Pentaeders ist die Ekliptik der Sonne, der Stern und das Fünfeck entstehen durch die gegenseitige Drehung von Erde und Venus relativ zueinander. Diagramm der Bewegung der Venus relativ zur Erde.

Auch die sichtbare Bewegung der Venus, nur hat sie 5 Blütenblätter, 5 Umlaufbahnen, 5 Strahlen, andere Planeten werden dies nicht zeichnen, ein ähnliches Muster ergibt sich aufgrund der gegenseitigen Bewegung von Sonne-Erde und Venus. Aufgrund unterschiedlicher Entfernungen und Bewegungsgeschwindigkeiten sowie aufgrund der Lage des Planeten relativ zur Erde (Grafiken weisen erhebliche Unterschiede auf).

Ein Diagramm, das die Annäherung und Divergenz der Venus von der Erde zeigt.

Die Verbindung der Pyramiden von Cheops, Khafre und Mykerin, ihrer kleinen Satelliten und der Sphinx mit dem Sonnensystem. Die Sphinx symbolisiert die Sonne im Sternbild Löwe. . Die Cheops-Pyramide entspricht dem Planeten Venus, die Chephren-Pyramide dem Planeten Erde, die Mykerinos-Pyramide dem Planeten Mars und die kleinen Satelliten der Pyramiden den Satelliten der Planeten.
Mexiko
Und so ist die Pyramide ein Instrument zur Beobachtung von Himmelsobjekten, die Spitze der Pyramide zeigt den höchsten Punkt des beobachteten Objekts an, über dem Horizont, im Fall der Venus ist dies die obere Verbindung, sie wird am 15. August stattfinden. Und zum Beispiel ist es bei der Sonne der Zenit am Tag der Sommersonnenwende, es gibt eine Sonnenpyramide in Mexiko, solche Instrumente sind auf der ganzen Welt aufgestellt.

Blick auf den Planeten Venus von der Erde aus. Bildnachweis: Carol Lakomiak

Beobachtung des Planeten Venus von der Erde aus.

Da die Venus näher an der Sonne ist als die Erde, scheint sie nie zu weit von ihr entfernt zu sein: Der maximale Winkel zwischen ihr und der Sonne beträgt 47,8°. Aufgrund dieser Positionsmerkmale am Erdhimmel erreicht die Venus kurz vor Sonnenaufgang oder einige Zeit nach Sonnenuntergang ihre maximale Helligkeit. Innerhalb von 585 Tagen wechseln sich die Perioden ihrer Abend- und Morgensichtbarkeit ab: Zu Beginn der Periode ist die Venus nur morgens sichtbar, dann – nach 263 Tagen – kommt sie der Sonne sehr nahe und ihre Helligkeit lässt kein Sehen zu der Planet für 50 Tage; Dann kommt die abendliche Sichtbarkeit der Venus, die 263 Tage dauert, bis der Planet wieder für 8 Tage verschwindet und sich zwischen der Erde und der Sonne befindet. Danach wird der Sichtwechsel in der gleichen Reihenfolge wiederholt.
Den Planeten Venus zu erkennen, ist einfach, denn am Nachthimmel ist er nach der Sonne und dem Mond der hellste Stern und erreicht ein Maximum der Stärke -4,4. Eine Besonderheit des Planeten ist seine gleichmäßige weiße Farbe.
Wenn Sie die Venus beobachten, können Sie selbst mit einem kleinen Teleskop sehen, wie sich die Beleuchtung ihrer Scheibe im Laufe der Zeit verändert, d. h. Es kommt zu einem Phasenwechsel, der erstmals 1610 von Galileo Galilei beobachtet wurde. Bei der größten Annäherung an unseren Planeten bleibt nur ein kleiner Teil der Venus geweiht und nimmt die Form einer dünnen Sichel an. Die Umlaufbahn der Venus steht zu diesem Zeitpunkt in einem Winkel von 3,4° zur Umlaufbahn der Erde, so dass sie meist knapp über oder unter der Sonne in einem Abstand von bis zu achtzehn Sonnendurchmessern verläuft.
Aber manchmal kommt es vor, dass sich der Planet Venus ungefähr auf derselben Linie zwischen Sonne und Erde befindet, und dann kann man ein äußerst seltenes astronomisches Phänomen beobachten – den Durchgang der Venus durch die Sonnenscheibe, bei dem die Der Planet hat die Form eines kleinen dunklen „Flecks“ mit einem Durchmesser von 1/30 der Sonne.

Dieses Phänomen tritt in 243 Jahren ungefähr viermal auf: Zuerst werden zwei Winterdurchgänge mit einer Häufigkeit von 8 Jahren beobachtet, dann dauert ein Intervall von 121,5 Jahren, und zwei weitere, diesmal Sommerdurchgänge, treten mit der gleichen Häufigkeit von 8 Jahren auf. Wintertransite der Venus können dann erst nach 105,8 Jahren beobachtet werden.
Es ist zu beachten, dass sich, wenn die Dauer des 243-Jahres-Zyklus ein relativ konstanter Wert ist, die Periodizität zwischen Winter- und Sommerdurchgängen aufgrund kleiner Abweichungen in den Rückkehrperioden der Planeten zu ihren Verbindungspunkten ändert Umlaufbahnen.
Bis 1518 sah die interne Reihenfolge der Venuspassagen also wie „8-113,5-121,5“ aus, und bis 546 gab es 8 Passagen, deren Intervalle 121,5 Jahre entsprachen. Die aktuelle Reihenfolge läuft bis 2846, danach wird sie durch eine andere ersetzt: „105,5-129,5-8“.
Der letzte sechsstündige Transit des Planeten Venus wurde am 8. Juni 2004 beobachtet, der nächste findet am 6. Juni 2012 statt. Dann kommt es zu einer Pause, deren Ende erst im Dezember 2117 sein wird.

Die Bewegung der Sonne und der Planeten in der Himmelssphäre.

Die Bewegungen der Sonne und der Planeten in der Himmelssphäre spiegeln nur ihre sichtbaren, also Bewegungen, die einem irdischen Beobachter erscheinen. Darüber hinaus sind etwaige Bewegungen der Leuchten in der Himmelssphäre nicht mit der täglichen Rotation der Erde verbunden, da diese durch die Rotation der Himmelssphäre selbst reproduziert wird.
Die Sonne bewegt sich fast gleichmäßig (fast - aufgrund der Exzentrizität der Erdumlaufbahn) entlang eines großen Kreises der Himmelskugel, der sogenannten Ekliptik, von West nach Ost (d. h. in die entgegengesetzte Richtung zur Rotation der Himmelskugel). , was in einem tropischen Jahr eine komplette Revolution auslöste.

Ändern der äquatorialen Koordinaten der Sonne

Wenn sich die Sonne im Frühlingsäquinoktium befindet, sind ihr Rektaszension und Deklination gleich Null. Jeden Tag nehmen Rektaszension und Deklination der Sonne zu, und zum Zeitpunkt der Sommersonnenwende beträgt die Rektaszension 90 ° (6 Stunden) und die Deklination erreicht einen Maximalwert von +23 ° 26 Zoll. Weiter rechts Der Aufstieg nimmt weiter zu und die Deklination nimmt ab, und am Punkt der Herbst-Tagundnachtgleiche nehmen sie die Werte 180° (12h) bzw. 0° an. Danach nimmt der Rektaszension noch zu und zur Wintersonnenwende Sie beträgt 270° (18 Stunden) und die Deklination erreicht einen Minimalwert von −23°26 Zoll, danach beginnt sie wieder zu wachsen.

Obere und untere Planeten

Abhängig von der Art der Bewegung in der Himmelssphäre werden die Planeten in zwei Gruppen eingeteilt: untere (Merkur, Venus) und obere (alle anderen Planeten außer der Erde). Dies ist eine historisch erhaltene Einteilung; Es werden auch modernere Begriffe verwendet – innere und äußere (in Bezug auf die Erdumlaufbahn) Planeten.
Während der scheinbaren Bewegung der unteren Planeten unterliegen sie wie der Mond einem Phasenwechsel. Bei der sichtbaren Bewegung der oberen Planeten ändern sich ihre Phasen nicht, sie sind mit ihrer beleuchteten Seite immer dem irdischen Beobachter zugewandt. Befindet sich ein Beobachter, zum Beispiel AMS, beispielsweise nicht auf der Erde, sondern jenseits der Saturnbahn, dann kann er zusätzlich zum Phasenwechsel bei Merkur und Venus auch den Phasenwechsel auf der Erde beobachten, Mars, Jupiter und Saturn.

Bewegung der unteren Planeten

Bei ihrer Bewegung in der Himmelssphäre entfernen sich Merkur und Venus nie weit von der Sonne (Merkur – nicht weiter als 18° – 28°; Venus – nicht weiter als 45° – 48°) und können sich entweder östlich oder westlich davon befinden. Der Moment der größten Winkelentfernung des Planeten östlich der Sonne wird Ost- oder Abendelongation genannt; nach Westen - durch westliche oder morgendliche Elongation.
Bei östlicher Elongation ist der Planet kurz nach Sonnenuntergang im Westen sichtbar. Bei der Bewegung von Osten nach Westen, also der Rückwärtsbewegung, nähert sich der Planet zunächst langsam, dann schneller der Sonne, bis er sich in ihren Strahlen verbirgt. Dieser Moment wird als untere Konjunktion bezeichnet (der Planet bewegt sich zwischen der Erde und der Sonne). Nach einiger Zeit wird er kurz vor Sonnenaufgang im Osten sichtbar. Er setzt seine Rückwärtsbewegung fort, erreicht die westliche Elongation, stoppt und beginnt, sich von Westen nach Osten zu bewegen, also in einer direkten Bewegung, und holt die Sonne ein. Nachdem sie ihn eingeholt hat, wird sie wieder unsichtbar – die obere Verbindung kommt (in diesem Moment steht die Sonne zwischen der Erde und dem Planeten). In Fortsetzung der direkten Bewegung erreicht der Planet wieder die östliche Elongation, stoppt und beginnt sich rückwärts zu bewegen – der Zyklus wiederholt sich

Bewegung der oberen Planeten

Auch die oberen Planeten bewegen sich abwechselnd vorwärts und rückwärts. Wenn der obere Planet kurz nach Sonnenuntergang im Westen sichtbar ist, bewegt er sich in der Himmelssphäre in einer direkten Bewegung, also in die gleiche Richtung wie die Sonne. Allerdings ist die Geschwindigkeit des oberen Planeten in der Himmelssphäre immer geringer als die der Sonne, so dass es einen Moment gibt, in dem er den Planeten einholt – der Planet ist mit der Sonne verbunden (letztere befindet sich zwischen der Erde und der Sonne). Planet). Nachdem die Sonne den Planeten überholt hat, wird er vor Sonnenaufgang im Osten sichtbar. Die Geschwindigkeit der direkten Bewegung nimmt allmählich ab, der Planet stoppt und beginnt, sich zwischen den Sternen von Ost nach West zu bewegen, also eine Rückwärtsbewegung. In der Mitte des Bogens seiner Rückwärtsbewegung befindet sich der Planet an einem Punkt in der Himmelssphäre, der dem aktuellen Sonnenstand gegenüberliegt. Diese Position wird Opposition genannt (die Erde befindet sich zwischen der Sonne und dem Planeten). Nach einiger Zeit stoppt der Planet erneut und ändert seine Bewegungsrichtung in eine gerade Linie – und der Zyklus wiederholt sich.

Die Position des Planeten 90° östlich der Sonne wird als östliche Quadratur bezeichnet, und 90° westlich wird als westliche Quadratur bezeichnet.

(1) – Sommersonnenwende am 21. Juni, (2) – 16. August, (3) – Tagundnachtgleiche am 23. September, (4) – Wintersonnenwende am 21. Dezember.

Kornkreis

Folie 2

Zusammensetzung des Sonnensystems

Planeten – 8 große Planeten mit Satelliten und Ringen: Merkur, Venus, Erde (mit dem Mond), Mars (mit Phobos und Deimos), Jupiter (mit einem Ring und mindestens 63 Satelliten), Saturn (mit einem mächtigen Ring und mindestens 55 Satelliten) – diese Planeten sind mit bloßem Auge sichtbar; Uranus (entdeckt 1781, mit Ring und mindestens 29 Satelliten), Neptun (entdeckt 1846, mit Ring und mindestens 13 Satelliten). Zwergplaneten - Pluto (1930 entdeckt, sein Satellit Charon - war bis zum 24.08.2006 ein Planet), Ceres (der erste Asteroid, der 1801 entdeckt wurde) und Kuipergürtelobjekte: Eris (136199, entdeckt 2003) und Sedna ( 90377, entdeckt im Jahr 2003). Kleinere Planeten - Asteroiden = (der erste Ceres wurde 1801 entdeckt - in die Kategorie der Zwergplaneten überführt), befinden sich hauptsächlich in 4 Gürteln: dem Hauptgürtel - zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, dem Kuipergürtel - jenseits der Umlaufbahn von Neptun , die Trojaner: im Orbit von Jupiter und Neptun. Abmessungen weniger als 800 km. Man kennt fast 300.000 Kometen. Kometen sind kleine Körper mit einem Durchmesser von bis zu 100 km, ein Konglomerat aus Staub und Eis, die sich auf sehr langgestreckten Umlaufbahnen bewegen. Oort-Wolke (Kometenreservoir) an der Peripherie des Sonnensystems (3000 - 160000 AE). Meteorkörper – kleine Körper von Sandkörnern bis zu Steinen mit mehreren Metern Durchmesser (entstanden aus Kometen und dem Zerschmettern von Asteroiden). Kleinere verglühen beim Eintritt in die Erdatmosphäre, und diejenigen, die die Erde erreichen, sind Meteoriten. Interplanetarer Staub – von Kometen und zermalmenden Asteroiden. Interplanetares Gas – von der Sonne und den Planeten, sehr verdünnt. Elektromagnetische Strahlung und Gravitationswellen.

Folie 3

Die Schleifenbewegung der Planeten

Mehr als 2000 Jahre vor Nordosten bemerkten die Menschen, dass sich einige Sterne am Himmel bewegten – die Griechen nannten sie später „wandernde“ Planeten. Der heutige Name der Planeten ist den alten Römern entlehnt. Es stellte sich heraus, dass die Planeten in den Tierkreiskonstellationen wandern. Da sich bei der Beobachtung von der Erde aus auch die Bewegung der Planeten um die Sonne mit der Bewegung der Erde auf ihrer Umlaufbahn überlagert, bewegen sich die Planeten vor dem Hintergrund der Sterne entweder von West nach Ost (direkte Bewegung) oder von dort von Osten nach Westen (umgekehrte Bewegung). Im Jahr 1539 gelang es dem polnischen Astronomen Nikolaus Kopernikus (1473–1543), diese Bewegung zu erklären. Für das Innere: Venus. Für das Äußere: Mars. Die Art der sichtbaren Bewegung des Planeten hängt davon ab, zu welcher Gruppe er gehört.

Folie 4

Die scheinbare Bewegung des Mars zwischen den Sternen im Zeitraum vom 01.10.2007 bis zum 01.04.2008 Venus und Jupiter in den Strahlen der Abenddämmerung. Ein seltenes Himmelsphänomen: Fünf Planeten des Sonnensystems (alle, die mit bloßem Auge sichtbar sind) treffen am Abendhimmel aufeinander! Vom 13. bis 16. Mai 2002 befand sich in der Nähe der „wandernden Leuchten“ eine Sichel des jungen Mondes.

Folie 5

Planetenkonfiguration

Bei der unteren (inneren) Konjunktion steht der Planet auf der direkten Sonne-Erde-Achse. der obere ist der Planet hinter der Sonne (V2). der untere ist der Planet vor der Sonne (V4). Die Elongation ist der Winkelabstand eines Planeten von der Sonne. Mohn: Merkur-28o, Venus-48o. Osten – der Planet ist im Osten vor Sonnenaufgang in den Strahlen der Morgendämmerung sichtbar (V1). westlich – der Planet ist im Westen in den Strahlen der Abenddämmerung nach Sonnenuntergang sichtbar (V3). Unterlegen (innen) – Planeten, deren Umlaufbahnen innerhalb der Erdumlaufbahn liegen. Oben (äußer) – Planeten, deren Umlaufbahnen außerhalb der Erdumlaufbahn liegen. Konfiguration – die charakteristische relative Position des Planeten, der Sonne und der Erde. Für die obere (äußere) Verbindung der Planet hinter der Sonne, auf der Geraden Sonne-Erde (M1). Opposition – ein Planet hinter der Erde von der Sonne – die beste Zeit, um die äußeren Planeten zu beobachten, er wird vollständig von der Sonne beleuchtet (M3). Quadratur – ein Viertelkreis westlich – der Planet wird auf der Westseite beobachtet (M4). östlich – beobachtet auf der Ostseite (M2). Arten Der äußere Planet kann in jedem beliebigen Winkelabstand von der Sonne stehen.

Folie 6

Sichtbedingungen für die inneren Planeten Die inneren Planeten sind am besten in der maximalen Entfernung von der Sonne (in Elongation) zu sehen, die für Merkur 28° und für Venus 48° beträgt.

Folie 7

Perioden der Planeten

Während der Entwicklung des heliozentrischen Systems der Weltstruktur erhielt Nikolaus Kopernikus 1539 Formeln (Gleichungen der Synodenperiode) zur Berechnung der Umlaufperioden der Planeten und berechnete diese erstmals. Die unteren (inneren) Planeten kreisen schneller als die Erde und die oberen (äußeren) Planeten langsamer. Siderisch (T – stellar) – der Zeitraum, in dem der Planet auf seiner Umlaufbahn relativ zu den Sternen eine vollständige Umdrehung um die Sonne durchführt. Synodisch (S) – der Zeitraum zwischen zwei aufeinanderfolgenden identischen Konfigurationen des Planeten. für intern für extern

Folie 8

Im Zenit ist die Brechung minimal – sie nimmt mit der Neigung zum Horizont bis zu 35 Zoll zu und hängt stark von den physikalischen Eigenschaften der Atmosphäre ab: Zusammensetzung, Dichte, Druck, Temperatur. Aufgrund der Brechung ist die wahre Höhe von Himmelskörpern immer gleich kleiner als ihre scheinbare Höhe. Die Form und Winkelabmessungen der Leuchten sind verzerrt: Bei Sonnenaufgang und Sonnenuntergang in der Nähe des Horizonts „flachen“ sich die Scheiben von Sonne und Mond, weil der untere Rand der Scheibe durch stärkere Brechung ansteigt als der obere .Die Brechung von Sternenlichtstrahlen in atmosphärischen Schichten (Strömen) unterschiedlicher Dichte führt zum Funkeln von Sternen – einer ungleichmäßigen Verstärkung und Abschwächung ihrer Helligkeit, begleitet von Änderungen ihrer Farbe. Astronomische Brechung – das Phänomen der Brechung (Krümmung) von Lichtstrahlen beim Durchgang der Atmosphäre, verursacht durch die optische Inhomogenität der Atmosphäre. Die Brechung verändert den Zenitabstand (Höhe) der Leuchten und „hebt“ die Bilder der Leuchten über ihre wahre Position.

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Am Ende des 16. Jahrhunderts. Der dänische Astronom I. Kepler entdeckte bei der Untersuchung der Bewegung der Planeten drei Gesetze ihrer Bewegung. Basierend auf diesen Gesetzen leitete I. Newton eine Formel für das Gesetz der universellen Gravitation ab. Später löste I. Newton mithilfe der Gesetze der Mechanik das Problem zweier Körper – er leitete die Gesetze ab, nach denen sich ein Körper im Gravitationsfeld eines anderen Körpers bewegt. Er erhielt drei verallgemeinerte Gesetze von Kepler.

Keplers erstes Gesetz

Unter dem Einfluss der Anziehungskraft bewegt sich ein Himmelskörper im Gravitationsfeld eines anderen Himmelskörpers entlang eines der Kegelschnitte – eines Kreises, einer Ellipse, einer Parabel oder einer Hyperbel.

Die Planeten bewegen sich auf einer elliptischen Bahn um die Sonne (Abb. 15.6). Der Punkt in der Umlaufbahn, der der Sonne am nächsten liegt, wird genannt Perihel, am weitesten entfernt Aphel. Die Linie, die einen beliebigen Punkt der Ellipse mit dem Fokus verbindet, heißt Radiusvektor

Das Verhältnis des Abstandes der Brennpunkte zur Hauptachse (größter Durchmesser) nennt man Exzentrizität e. Die Ellipse ist umso länger, je größer ihre Exzentrizität ist. Die große Halbachse der Ellipse a ist der durchschnittliche Abstand des Planeten von der Sonne.

Kometen und Asteroiden bewegen sich auf elliptischen Bahnen. Ein Kreis hat e = 0, eine Ellipse hat 0< е < 1, у параболы е = 1, у гиперболы е > 1.

Auch die Bewegung natürlicher und künstlicher Satelliten um die Planeten, die Bewegung eines Sterns um einen anderen in einem Doppelsternsystem gehorchen diesem ersten verallgemeinerten Keplerschen Gesetz.

Keplers zweites Gesetz

Jeder Planet bewegt sich so, dass der Radiusvektor des Planeten in gleichen Zeiträumen gleiche Flächen abdeckt.

Der Planet bewegt sich gleichzeitig von Punkt A nach A und von B nach B.

Mit anderen Worten: Der Planet bewegt sich am Perihel am schnellsten und am langsamsten, wenn er am weitesten entfernt ist (im Aphel). Somit bestimmt das zweite Keplersche Gesetz die Geschwindigkeit des Planeten. Sie ist umso größer, je näher der Planet an der Sonne ist. Somit beträgt die Geschwindigkeit des Halleyschen Kometen im Perihel 55 km/s und im Aphel 0,9 km/s.

Keplers drittes Gesetz

Die dritte Potenz der großen Halbachse der Körperumlaufbahn, geteilt durch das Quadrat der Umlaufperiode und die Summe der Massen der Körper, ist ein konstanter Wert.

Wenn T die Umlaufdauer eines Körpers um einen anderen Körper in einem durchschnittlichen Abstand ist A dann wird Keplers drittes verallgemeinertes Gesetz geschrieben als

a 3 / [T 2 (M 1 + M 2)] = G / 4π 2

wobei M 1 und M 2 die Massen der angezogenen zwei Körper sind und G die Gravitationskonstante ist. Für das Sonnensystem ist die Masse der Sonne die Masse jedes Planeten und dann

Die rechte Seite der Gleichung ist eine Konstante für alle Körper im Sonnensystem, was das dritte Keplersche Gesetz behauptet, das der Wissenschaftler aus Beobachtungen gewonnen hat.

Keplers drittes verallgemeinertes Gesetz ermöglicht es, die Massen von Planeten aus der Bewegung ihrer Satelliten und die Massen von Doppelsternen aus den Elementen ihrer Umlaufbahnen zu bestimmen.

Die Bewegung von Planeten und anderen Himmelskörpern um die Sonne unter dem Einfluss der Schwerkraft erfolgt nach den drei Gesetzen von Kepler. Diese Gesetze ermöglichen es, die Positionen der Planeten zu berechnen und ihre Massen aus der Bewegung der sie umgebenden Satelliten zu bestimmen.

Astronomie. Klasse 11 – Auszüge aus dem Lehrbuch „Physik-11“ (Myakishev, Bukhovtsev, Charugin) – Physik im Klassenzimmer

Sichtbare Bewegung der Planeten Die Bewegungen der Sonne und der Planeten in der Himmelssphäre spiegeln nur ihre sichtbaren Bewegungen wider, das heißt die Bewegungen, die einem irdischen Beobachter erscheinen. Darüber hinaus sind etwaige Bewegungen der Leuchten in der Himmelssphäre nicht mit der täglichen Rotation der Erde verbunden, da diese durch die Rotation der Himmelssphäre selbst reproduziert wird.

Schleifenartige Bewegung der Planeten Fünf Planeten sind mit bloßem Auge erkennbar: Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn. Vom Aussehen her sind sie nicht leicht von Sternen zu unterscheiden, zumal sie nicht immer besonders hell sind.

Verfolgt man die Bewegung eines Planeten, zum Beispiel des Mars, und markiert monatlich seine Position auf einer Sternenkarte, dann kommt möglicherweise das Hauptmerkmal der sichtbaren Bewegung des Planeten ans Licht: Der Planet beschreibt eine Schleife vor dem Hintergrund des Sternenhimmels .

Konfiguration der Planeten Planeten, deren Umlaufbahnen innerhalb der Erdumlaufbahn liegen, werden als minderwertig bezeichnet, und Planeten, deren Umlaufbahnen außerhalb der Erdumlaufbahn liegen, werden als überlegen bezeichnet. Die charakteristischen gegenseitigen Anordnungen der Planeten relativ zur Sonne und zur Erde werden Planetenkonfigurationen genannt.

Die Konfigurationen der unteren und oberen Planeten sind unterschiedlich. Für die unteren Planeten ist dies das. Für die oberen Planeten - Konjunktionen (obere und quadratische (östliche untere) und Verlängerungen und westliche), Konjunktion und (östliche und westliche). Konfrontation. Scheinbare Bewegung Die oberen Planeten sind am besten in der Nähe der unteren Planeten zu sehen, was an Oppositionen erinnert, wenn alle Bewegungen um die Sonne auf die oszillierende Erde gerichtet sind. Halbkugel des Planeten, die von der Sonne beleuchtet wird.

Siderische und synodische Perioden der Planeten. Der Zeitraum, in dem der Planet eine vollständige Umdrehung um die Sonne in seiner Umlaufbahn durchführt, wird als siderische (oder stellare) Umlaufperiode (T) bezeichnet, und der Zeitraum zwischen zwei identischen Planetenkonfigurationen wird als synodische Periode (S) bezeichnet. .