Cele mai semnificative două succese ale științei naturale clasice, bazate pe mecanica newtoniană, au fost descrierea aproape exhaustivă a mișcării observate a corpurilor cerești și explicarea legilor gazelor ideale cunoscute din experiment.

legile lui Kepler. Inițial, se credea că Pământul este staționar, iar mișcarea corpuri cerești părea foarte complicat. Galileo a fost unul dintre primii care au sugerat că planeta noastră nu face excepție și, de asemenea, se mișcă în jurul Soarelui. Acest concept a fost întâmpinat mai degrabă cu ostilitate. Tycho Brahe a decis să nu ia parte la discuții, ci să ia măsurători directe ale coordonatelor corpurilor de pe sfera celestiala. Și-a dedicat toată viața acestui lucru, dar nu numai că nu a tras nicio concluzie din observațiile sale, dar nici nu a publicat rezultatele. Mai târziu, datele lui Tycho au ajuns la Kepler, care a găsit o explicație simplă pentru traiectoriile complexe observate prin formularea a trei legi de mișcare ale planetelor (și ale Pământului) în jurul Soarelui (Fig. 6_1):

1. Planetele se deplasează pe orbite eliptice, într-unul dintre focarele cărora se află Soarele.

2. Viteza planetei se modifică în așa fel încât zonele măturate de vectorul ei rază pt intervale egale timpul sunt egali.

3. Perioadele de revoluție ale planetelor unuia sistem solar iar semi-axele majore ale orbitelor lor sunt legate prin:

Mișcarea complexă a planetelor pe „sfera cerească” observată de pe Pământ, potrivit lui Kepler, a apărut ca urmare a adăugării acestor planete pe orbite eliptice cu mișcarea observatorului, care, împreună cu Pământul, mișcarea orbitalăîn jurul soarelui și rotația zilnică în jurul axei planetei.

dovezi directe rotatie zilnica Pământul a fost un experiment stabilit de Foucault, în care planul de oscilație al unui pendul se rotește în raport cu suprafața Pământului în rotație.

Legea gravitației. Legile lui Kepler au descris perfect mișcarea observată a planetelor, dar nu au dezvăluit motivele care au condus la o astfel de mișcare (de exemplu, s-ar putea considera că motivul mișcării corpurilor de-a lungul orbitelor kepleriene a fost voința unei creaturi sau dorința a corpurilor cerești înseși la armonie). Teoria gravitației lui Newton a indicat cauza care a determinat mișcarea corpurilor cosmice conform legilor lui Kepler, a prezis corect și a explicat trăsăturile mișcării lor în mai multe cazuri dificile, a făcut posibilă descrierea multor fenomene la scară cosmică și terestră în aceiași termeni (mișcarea stelelor într-un cluster galactic și căderea unui măr pe suprafața Pământului).

Newton a găsit expresia corectă pentru forta gravitationala care rezultă din interacțiunea a două corpuri punctuale (corpuri ale căror dimensiuni sunt mici în comparație cu distanța dintre ele):

(2)
,

care, împreună cu legea a doua, dacă masa planetei m este mare masa mai mica stelele M, au condus la ecuația diferențială

(3)
,

admitând o soluție analitică. Fără a implica idei fizice suplimentare, pur și simplu metode matematice este la modă să arăți că în condiții inițiale adecvate (suficient de mic distanta initiala la stea și viteza planetei) corp cosmic se va roti de-a lungul orbită eliptică închisă, stabilă în în deplin acord cu legile lui Kepler (în special, a doua lege a lui Kepler este o consecință directă a legii conservării momentului unghiular, care este îndeplinită în timpul interacțiunilor gravitaționale, deoarece momentul forței (2) relativ la centrul masiv este întotdeauna zero). La o viteză inițială suficient de mare (valoarea sa depinde de masa stelei și poziția inițială) corpul cosmic se mișcă de-a lungul unei traiectorii hiperbolice, în cele din urmă îndepărtându-se de stea la o distanță infinită.

O proprietate importantă a legii gravitației (2) este conservarea acesteia forma matematica când interacțiune gravitațională corpuri nepunctificate în cazul unei distribuţii sferic simetrice a maselor lor pe volum. În acest caz, rolul lui R este jucat de distanța dintre centrele acestor corpuri.

Mișcarea corpurilor cerești în prezența perturbațiilor. Strict vorbind, legile lui Kepler sunt îndeplinite exact doar în cazul mișcării unui singur corp în apropierea altuia, care are semnificativ masa mai mare, cu condiția ca aceste corpuri să fie sferice. Cu ușoare abateri de la forma sferică (de exemplu, din cauza rotației unei stele, se poate „plati” oarecum), orbita planetei încetează să fie închisă și este o elipsă care precedă în jurul stelei.

O altă tulburare comună este influența gravitațională planetele uneia sistem stelar Fiecare. Orbitele kepleriene sunt stabile în ceea ce privește perturbațiile slabe, adică, după ce a experimentat impactul unui vecin care zboară aproape, planeta tinde să se întoarcă la traiectoria inițială. În prezența unor perturbații puternice (trecerea unui corp masiv la o distanță scurtă), problema mișcării devine mult mai complicată și nu poate fi rezolvată analitic. calculele numerice arată că în acest caz traiectoriile planetelor încetează să mai fie elipse și reprezintă curbe deschise.

Conform celei de-a treia legi a lui Newton, există o forță care acționează asupra stelei din partea planetelor. În cazul lui M>>m, accelerația stelei este neglijabil de mică și poate fi considerată staționară. În prezența a două corpuri de mase proporționale care sunt atrase unul de celălalt, mișcarea stabilă a articulației lor pe orbite eliptice în jurul unui centrul de greutate . Este evident că un corp mai masiv se mișcă de-a lungul unei orbite cu o rază mai mică. În cazul planetelor care se deplasează în jurul unei stele, acest efect este greu de observat. totuși, în spațiu s-au găsit sisteme care fac mișcarea descrisă - stele duble . Un calcul numeric al mișcării planetelor într-un sistem stelar binar arată că orbitele lor sunt în esență nestaționare, distanța de la planetă la stele variază rapid pe o gamă foarte largă. Inevitabilul schimbare rapidă clima de pe planete face foarte problematică posibilitatea evoluției biologice. Și mai puțin probabilă este apariția civilizațiilor tehnice pe planetele sistemelor stele duble, întrucât mișcarea complexă neperiodică a planetelor duce la mișcarea observabilă a corpurilor pe „sfera cerească” greu de descifrat, complicând semnificativ formularea legilor lui Kepler și, în consecință, dezvoltarea mecanica clasica(Fig. 6_2).

Structura sistemului solar. Este bine cunoscut faptul că cea mai mare parte a sistemului solar (aproximativ 99,8%) cade numai pe el stea - Soarele. Greutate totală planete este doar 0,13% din total. Pe alte corpuri ale sistemului (comete, sateliți planetari, asteroizi și substanță meteoritică) reprezintă doar 0,0003% din masă. Din cifrele de mai sus rezultă că legile lui Kepler pentru mișcarea planetelor din sistemul nostru trebuie să fie îndeplinite foarte bine. Abateri semnificative de la orbitele eliptice pot apărea numai în cazul unui zbor apropiat (comparativ cu distanța până la Soare) pe lângă una dintre planete: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun sau Pluto (aceasta este valabil mai ales pentru cea mai masivă dintre planete - Jupiter). Observațiile asupra perturbării orbitei lui Neptun au făcut posibilă prezicerea și apoi descoperirea lui Pluto - cel mai îndepărtat dintre planete cunoscute sistemul nostru.

Legea gravitației lui Newton și legile lui Kepler fac posibilă relaționarea dimensiunilor orbitelor planetare cu perioadele de rotație, dar nu ne permit să calculăm orbitele în sine. În secolul al XVIII-lea, a fost propusă o formulă empirică pentru razele orbitelor planetelor sistemului solar:

Unde este raza orbitei Pământului. Spre deosebire de legile lui Kepler, relația (4) nu decurge în niciun fel din legile lui Newton și nu a primit încă o justificare teoretică, deși orbitele tuturor planetelor cunoscute în prezent sunt descrise satisfăcător prin această formulă. Singura excepție este valoarea n=3, pentru care nu există nicio planetă pe orbita calculată. În schimb, a fost găsit centura de asteroizi - corpuri mici la scară planetară formă neregulată. Legile empirice care nu sunt susținute de teoria existentă pot juca un rol pozitiv în cercetare, deoarece reflectă și ele realitatea obiectivă(poate că nu este destul de precis și chiar oarecum distorsionat).

Ipoteza celei de-a cincea planete preexistente, Phaethon, părea atractivă, distrusă în bucăți de atracția gravitațională gigantică a vecinului său masiv, Jupiter, totuși. analiza cantitativa mișcarea planetei - gigantul a arătat eșecul acestei presupuneri. Aparent, problema amintita poate fi rezolvata doar pe baza unei teorii complete a originii si evolutiei planetelor sistemului solar, care inca nu exista. O teorie foarte atractivă a originii comune a soarelui și a planetelor dintr-un singur nor de gaz, comprimat sub acțiunea forte gravitationale, este în conflict cu distribuția neuniformă observată cuplu(impuls) între stea și planete. Modele ale originii planetelor ca urmare a captării gravitaționale de către Soare a corpurilor sosite din spațiul îndepărtat, se discută efectele cauzate de explozia supernovelor. În cele mai multe „scenarii” de dezvoltare a sistemului solar, existența centurii de asteroizi este oarecum asociată cu apropierea sa strânsă de planetă masivă sisteme.

Proprietățile cunoscute în prezent ale planetelor sistemului solar ne permit să le împărțim în două grupuri. Primele patru planete grup terestru caracterizată prin mase relativ mici şi densități mari substanțele care le alcătuiesc. Ele constau dintr-un miez de fier topit înconjurat de o coajă de silicat - scoarța. Planetele au atomosfere gazoase. Temperaturile lor sunt determinate în principal de distanța până la Soare și scad odată cu creșterea acestuia. Începând cu Jupiter grup de planete gigantice compus în principal din elemente ușoare (hidrogen și heliu), a căror presiune în straturi interioare crește la valori uriașe datorită compresiei gravitaționale. Ca urmare, pe măsură ce se apropie de centru, gazele trec treptat într-un lichid și, eventual, în stare solidă. Se presupune că în regiunile centrale presiunea este atât de mare încât există hidrogen în faza metalica, care nu a fost încă observată pe Pământ nici în condiții de laborator. Planetele din al doilea grup au un număr mare de sateliți. La Saturn, numărul lor este atât de mare încât, cu o mărire insuficientă, planeta pare să fie înconjurată de un sistem de inele continue (Fig. 6_3).

Problema existenței vieții pe alte planete trezeşte în continuare interes sporit în domeniile apropiate ştiinţifice. În prezent, se poate afirma cu suficientă certitudine că în formele proteice familiare științelor naturale moderne, viața pe planetele sistemului solar (desigur, cu excepția Pământului) nu există. Motivul pentru aceasta este în primul rând micșorarea gamei fizico-chimice de condiții care permit posibilitatea existenței. molecule organiceși cursul reacțiilor chimice vitale cu participarea lor (nu prea mare și temperaturi scăzute, domeniul îngust de presiune, prezența oxigenului etc.). Singura planetă în afară de Pământ, condițiile în care nu contrazic clar posibilitatea existenței vieții proteice, este Marte. Cu toate acestea, studii suficient de detaliate ale suprafeței sale folosind stații interplanetare„Marte”, „Marioner” și „Viking” au arătat că viața nu există pe aceste planete nici măcar sub formă de microorganisme (Fig. 6_4).

În ceea ce privește problema existenței formelor neproteice ale vieții extraterestre, discuția sa serioasă ar trebui precedată de o formulare strictă a conceptului cel mai generalizat de viață, dar această problemă nu a primit încă o soluție satisfăcătoare general acceptată. (Avem impresia că descoperirea unor forme de viață care sunt semnificativ diferite de imaginația noastră obișnuită poate să nu trezească deloc un interes vizibil în publicul neștiințific. Nu este foarte greu de imaginat crearea de viruși informatici care se pot replica în rețele și poate evolua, este mult mai greu de imaginat o reacție la acest lucru în societate, în afară de supărarea utilizatorilor care au pierdut programe).

Despre natura forțelor gravitaționale. legea lui Newton gravitatie se refera la legi fundamentale științe naturale clasice. Slăbiciunea metodologică a conceptului lui Newton a fost refuzul său de a discuta despre mecanismele care conduc la apariția forțelor gravitaționale („Eu nu inventez ipoteze”). După Newton, s-au făcut încercări repetate de a crea o teorie a gravitației. Marea majoritate a abordărilor sunt asociate cu așa-numitele modele hidrodinamice gravitaționale , care încearcă să explice apariția forțelor gravitaționale prin interacțiuni mecanice ale corpurilor masive cu o substanță intermediară, căreia i se atribuie una sau alta denumire: „eter”, „flux graviton”, „vid”, etc. Atracția dintre corpuri apare ca urmare a rarefării Mediului, care are loc fie atunci când este absorbit de corpuri masive, fie atunci când fluxurile sale sunt ecranate de acestea. Toate aceste teorii au un dezavantaj semnificativ comun: prezicerea corectă a dependenței forței de distanță (2), ele conduc inevitabil la încă un efect neobservabil: decelerația corpurilor care se mișcă în raport cu substanța introdusă.

Un nou pas semnificativ în dezvoltarea conceptului de interacțiune gravitațională a fost făcut de A. Einstein, care a creat relativitatea generală .

Toate ipotezele cosmogonice poate fi împărțit în mai multe grupe. Potrivit unuia dintre ei, Soarele și toate corpurile sistemului solar: planete, sateliți, asteroizi, comete și meteoriți - s-au format dintr-un singur nor de gaz și praf, sau nor de praf. Potrivit celui de-al doilea, Soarele și familia sa au diverse origini, astfel încât Soarele s-a format dintr-un nor de gaz și praf (nebuloase, globule), iar restul corpurilor cerești ale Sistemului Solar - dintr-un alt nor, care a fost capturat într-un mod nu complet clar de Soare pe orbita sa. și separate în unele, chiar mai mult într-un mod de neînțeles pentru mulți dintre cei mai mulți diverse corpuri(planete, sateliții lor, asteroizi, comete și meteoroizi) având cele mai multe diverse caracteristici: masa, densitatea, excentricitatea, direcția orbitei și direcția de rotație în jurul axei sale, înclinarea orbitei față de planul ecuatorului (sau ecliptica) Soarelui și înclinarea planului ecuatorului față de planul său. orbită.
Nouă planete majore se învârte în jurul Soarelui în elipse (puțin diferite de cercuri) aproape în același plan. În ordinea distanței de la Soare, acestea sunt Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun și Pluto. Pe lângă ele, există multe planete mici (asteroizi) în sistemul solar, dintre care majoritatea se deplasează între orbitele lui Marte și Jupiter. Spațiul dintre planete este umplut cu gaz extrem de rarefiat și praf spațial. Este străpuns de radiații electromagnetice.
Soare de 109 ori mai mult pământîn diametru și de aproximativ 333.000 de ori mai masiv decât Pământul. Masa tuturor planetelor este doar aproximativ 0,1% din masa Soarelui, astfel încât controlează mișcarea tuturor membrilor sistemului solar prin forța de atracție a acestuia.

Configurația și condițiile de vizibilitate ale planetelor

Configurațiile planetelor sunt numite unele mai caracteristice aranjamente reciproce planete, pământ și soare.
Condițiile de vizibilitate a planetelor de pe Pământ diferă puternic pentru planetele interioare (Venus și Mercur), ale căror orbite se află în interiorul orbitei Pământului, și pentru planetele exterioare (toate restul).
Planeta interioară poate fi între Pământ și Soare sau în spatele Soarelui. În astfel de poziții, planeta este invizibilă, deoarece se pierde în razele Soarelui. Aceste poziții se numesc conjuncții ale planetei cu Soarele. La conjuncția inferioară, planeta este cea mai apropiată de Pământ, iar la conjuncția superioară, este cea mai îndepărtată de noi.

Perioadele sinodice ale revoluției planetare și relația lor cu perioadele siderale

Perioada de revoluție a planetelor în jurul Soarelui în raport cu stelele se numește perioadă stelară sau siderală.
Cum planetă mai apropiată la Soare, cu atât este mai liniară și viteză unghiularăși o perioadă siderală mai scurtă de revoluție în jurul Soarelui.
Totuși, din observații directe, nu se determină perioada siderale a revoluției planetei, ci intervalul de timp care curge între cele două configurații succesive ale sale cu același nume, de exemplu, între două conexiuni seriale(opoziții). Această perioadă se numește perioada sinodică. După ce au determinat perioadele sinodice din observații, perioadele siderale ale planetelor sunt găsite prin calcul.
Perioada sinodică a planetei exterioare este perioada de timp după care Pământul depășește planeta cu 360 ° în timp ce se mișcă în jurul Soarelui.

legile lui Kepler

Meritul descoperirii legilor mișcării planetare aparține remarcabilului om de știință german Johannes Kepler(1571 -1630). LA începutul XVIIîn. Kepler, studiind circulația lui Marte în jurul Soarelui, a stabilit trei legi ale mișcării planetare.

Prima lege a lui Kepler . Fiecare planetă se învârte într-o elipsă cu Soarele la unul dintre focarele sale.

A doua lege a lui Kepler (legea zonelor). Raza-vector al planetei pentru aceleași intervale de timp descrie zone egale.

a treia lege a lui Kepler . Pătratele perioadelor siderale ale planetelor sunt legate ca cuburi ale semi-axelor majore ale orbitelor lor.

Distanța medie a tuturor planetelor față de Soare în unități astronomice poate fi calculată folosind a treia lege a lui Kepler. După ce s-a determinat distanța medie a Pământului față de Soare (adică valoarea de 1 UA) în kilometri, se pot găsi în aceste unități distanțele până la toate planetele sistemului solar.Semiaxa majoră a orbitei pământului este luat ca unitate astronomică distanțe (=1 a.e.)
Metoda clasică de determinare a distanțelor a fost și rămâne metoda geometrică goniometrică. Ele determină distanțele până la stelele îndepărtate, cărora metoda radar nu este aplicabilă. Metoda geometrică se bazează pe fenomen schimbare de paralaxă.

Deplasarea paralactică este o schimbare a direcției către un obiect atunci când observatorul se mișcă..

EXEMPLU DE REZOLVARE A PROBLEMEI

Sarcină. Opozițiile unor planete se repetă în 2 ani. Care este semi-axa majoră a orbitei sale?

Dat	DECIZIE Semi-axa majoră a orbitei poate fi determinată din a treia lege a lui Kepler: , iar perioada siderale - din raportul dintre perioadele siderale și sinodice: ,
- ?

Dimensiunea și forma pământului

În fotografiile făcute din spațiu, Pământul arată ca o minge luminată de Soare.
Este dat răspunsul exact despre forma și dimensiunea Pământului măsurători de grade, adică măsurători în kilometri ale lungimii unui arc de 1 ° în diferite locuri de pe suprafața Pământului. Măsurătorile de grade au arătat că lungimea arcului de 1° a meridianului în kilometri în regiunea polară este cea mai mare (111,7 km) și cea mai mică la ecuator (110,6 km). Prin urmare, la ecuator, curbura suprafeței Pământului este mai mare decât la poli, iar acest lucru indică faptul că Pământul nu este o minge. Raza ecuatorială a Pământului este mai mare decât cea polară cu 21,4 km. Prin urmare, Pământul (ca și alte planete) din cauza rotației este comprimat la poli.
O minge, de dimensiuni egale cu planeta noastră, are o rază de 6370 km. Această valoare este considerată a fi raza Pământului.
Unghiul la care raza Pământului este văzută perpendicular pe linia de vedere se numește paralaxă orizontală.

Masa și densitatea Pământului

Legea gravitației universale vă permite să determinați unul dintre cele mai importante caracteristici corpuri cerești - masa, în special masa planetei noastre. Într-adevăr, pe baza legii gravitației universale, accelerația cădere liberă g=(G*M)/r2. Prin urmare, dacă se cunosc valorile accelerației căderii libere, constanta gravitațională și raza Pământului, atunci masa acestuia poate fi determinată.
Înlocuind în formula specificată valoare g \u003d 9,8 m / s 2, G \u003d 6,67 * 10 -11 N * m 2 / kg 2,

R \u003d 6370 km, aflăm că masa Pământului este M \u003d 6 x 10 24 kg. Cunoscând masa și volumul Pământului, putem calcula densitatea medie a acestuia.

Din cele mai vechi timpuri, oamenii au observat pe cer fenomene precum rotația aparentă a cerului înstelat, schimbarea fazelor lunii, răsăritul și apusul soarelui. corpuri cereşti, mișcarea aparentă a Soarelui pe cer în timpul zilei, eclipsele de soare, modificarea înălțimii Soarelui deasupra orizontului în timpul anului, eclipse de lună. Era clar că toate aceste fenomene sunt legate, în primul rând, de mișcarea corpurilor cerești, a căror natură oamenii încercau să o descrie cu ajutorul unor simple observații vizuale, intelegere corecta iar explicaţia căreia a evoluat de-a lungul secolelor.

Primul referințe scrise despre corpurile cerești au apărut în Egiptul anticși Sumer. Anticii au distins trei tipuri de corpuri în firmamentul cerului: stele, planete și „stele cu coadă”. Diferențele provin doar din observații: stelele rămân nemișcate față de alte stele pentru o perioadă destul de lungă. Prin urmare, se credea că stelele erau „fixate” pe sfera cerească. După cum știm acum, datorită rotației Pământului, fiecare stea „desenează” un cerc pe cer.

Planetele, dimpotrivă, se deplasează pe cer, iar mișcarea lor este vizibilă cu ochiul liberîntr-o oră sau două. Chiar și în Sumer, au fost găsite și identificate 5 planete: Mercur, Venus, Marte, Jupiter, Saturn. La ei, Soarele și Luna au fost adăugate la grămadă. Total: 7 planete. Stele „cu coadă” ale cometei. Apărut rar, simboliza necazuri.

Legile lui Kepler I. Fiecare planetă se mișcă într-o elipsă cu Soarele la unul dintre focarele sale. II.(legea zone egale). Vectorul rază al planetei descrie zone egale în intervale de timp egale. III.Pătratele perioadelor de revoluție ale planetelor în jurul Soarelui sunt proporționale cu cuburile semiaxelor majore ale orbitelor lor eliptice. Cele trei legi ale mișcării planetare în raport cu Soarele au fost derivate empiric de astronomul german Johannes Kepler la începutul secolului al XVII-lea. Acest lucru a devenit posibil datorită multor ani de observații ale astronomului danez Tycho Brahe.

Cea mai simplă mișcare vizibilă a planetelor și a Soarelui este descrisă în cadrul de referință asociat Soarelui. Această abordare a fost numită sistem heliocentric lume și a fost propus de astronomul polonez Nicolaus Copernic (). LA cele mai vechi timpuri iar până la Copernic, se credea că Pământul este situat în centrul Universului și toate corpurile cerești se învârt de-a lungul unor traiectorii complexe în jurul lui. Acest sistem al lumii se numește sistemul geocentric al lumii.

După recunoașterea sistemului heliocentric revoluționar al lumii lui Copernic, după ce Kepler a formulat cele trei legi ale mișcării corpurilor cerești și a distrus ideile naive de secole despre simplu sens giratoriu planetelor din jurul Pământului, dovedit prin calcule și observații că orbitele mișcării corpurilor cerești nu pot fi decât eliptice, a devenit în sfârșit clar că mișcarea aparentă a planetelor constă în: mișcarea observatorului pe suprafața Pământului; rotația Pământului în jurul Soarelui propriile mișcări corpuri cerești

Mișcarea aparentă complexă a planetelor din sfera cerească se datorează revoluției planetelor sistemului solar în jurul soarelui. Cuvântul „planetă” în greacă veche înseamnă „rătăcire” sau „vagabond”. Traiectoria unui corp ceresc se numește orbita lui. Vitezele planetelor pe orbitele lor scad odată cu distanța planetelor de la Soare. Natura mișcării planetei depinde de grupul căruia îi aparține. Prin urmare, în raport cu orbita și condițiile de vizibilitate de pe Pământ, planetele sunt împărțite în interne (Mercur, Venus) și externe (Marte, Saturn, Jupiter, Uranus, Neptun, Pluto), sau, respectiv, în raport cu Orbita Pământului, în jos și în sus.

Planetele exterioare sunt întotdeauna îndreptate către Pământ de partea iluminată de Soare. Planetele interioare își schimbă fazele precum luna. Cea mai mare distanță unghiulară a unei planete față de Soare se numește alungire. Cea mai mare alungire la Mercur este de 28°, la Venus - 48°. La alungirea estică planeta interioara vizibilă în vest, în razele zorilor de seară, la scurt timp după apus. Alungirea de seară (estică) a lui Mercur În timpul alungirii vestice, planeta interioară este vizibilă în est, în razele zorilor, cu puțin timp înainte de răsărit. Planetele exterioare se pot afla la orice distanță unghiulară de Soare.

Unghiul de fază al planetei este unghiul dintre fasciculul de lumină incident de la Soare pe planetă și fasciculul reflectat de acesta către observator. Unghiurile de fază ale lui Mercur și Venus variază de la 0° la 180°, așa că Mercur și Venus își schimbă fazele la fel ca și Luna. Aproape de conjuncția inferioară, ambele planete au cele mai mari dimensiuni unghiulare, dar arată ca semilune înguste. La unghiul de fază ψ = 90°, jumătate din discul planetelor este iluminat, faza φ = 0,5. În conjuncție superioară, planetele inferioare sunt complet iluminate, dar sunt puțin vizibile de pe Pământ, deoarece se află în spatele Soarelui.

Deoarece, în timpul observațiilor de pe Pământ, mișcarea planetelor în jurul Soarelui se suprapune și mișcării Pământului pe orbita sa, planetele se deplasează pe cer de la est la vest ( mișcare directă), apoi de la vest la est ( dare înapoi). Momentele de schimbare a direcției se numesc opriri. Dacă puneți această cale pe hartă, obțineți o buclă. Dimensiunea buclei este mai mică, cu atât distanța dintre planetă și Pământ este mai mare. Planetele descriu bucle și nu se deplasează doar înainte și înapoi pe o singură linie, doar datorită faptului că planurile orbitelor lor nu coincid cu planul eclipticii. Un astfel de caracter complex asemănător buclei a fost observat și descris pentru prima dată folosind exemplul mișcării aparente a lui Venus.

Este un fapt cunoscut că mișcarea anumitor planete poate fi observată de pe Pământ într-un mod strict anumit timp an, acest lucru se datorează poziției lor de-a lungul timpului pe cerul înstelat. Aranjamentele reciproce caracteristice ale planetelor în raport cu Soarele și Pământul se numesc configurații planetare. Internă și planete exterioare sunt diferite: pentru planetele inferioare acestea sunt conjuncții și alungiri (cea mai mare deviație unghiulară a orbitei planetei față de orbita Soarelui), pentru planetele superioare acestea sunt pătraturi, conjuncții și opoziții.

Dacă T este Pământul, P 1 este planeta interioară, S este Soarele, conjuncția cerească se numește conjuncție inferioară. În conjuncția inferioară „ideală”, Mercur sau Venus tranzitează pe discul Soarelui. Dacă T este Pământul, S este Soarele, P 1 este Mercur sau Venus, fenomenul se numește conjuncție superioară. În cazul „ideal”, planeta este acoperită de Soare, care, desigur, nu poate fi observat din cauza diferenței incomparabile de luminozitate a stelelor. Pentru sistemul Pământ-Lună-Soare, o lună nouă apare în conjuncția inferioară, iar o lună plină apare în cea superioară.

În mișcarea lor în sfera cerească, Mercur și Venus nu se îndepărtează niciodată de Soare (Mercur nu este mai departe de 18° 28°; Venus nu este mai departe de 45° 48°) și pot fi fie la est, fie la vest de aceasta. Momentul de cea mai mare îndepărtare unghiulară a planetei la est de Soare se numește alungire estică sau de seară; la vest prin alungire vestică sau matinală.

Să introducem conceptele de specific mărimi fizice caracterizarea mișcării planetelor și permițând unele calcule: viraj completîn jurul soarelui în raport cu stelele. Perioada sinodică a revoluției unei planete este intervalul de timp S dintre două configurații succesive cu același nume.

Literatură folosită: Literatură folosită: 1) D. Ya. Myakishev, B. V. Buhovtsev. Fizica.Clasa a 11-a: manual. pentru invatamantul general instituții 2) Resurse Internet: planetă/ pagina1.html

Din Antichitate până în secolul al XV-lea. Se credea că Pământul este nemișcat și se află în centrul universului. N. Copernic și G. Galileo au fost printre primii din timpurile moderne care au exprimat ideea că planeta noastră se învârte în jurul soarelui. Acest concept a fost întâmpinat cu mai degrabă ostilitate: Galileo a fost chiar forțat să-l abandoneze public sub presiunea bisericii. Mare importanță căci descoperirea viitoare a legilor mișcării au fost observațiile lui T. Brahe, care și-a dedicat toată viața acestui lucru.

Cu toate acestea, nu a tras nicio concluzie din observațiile sale. Mai târziu, lucrările lui T. Brahe au ajuns la I. Kepler, care a găsit o explicație simplă pentru traiectoriile complexe observate, formulând trei legi ale mișcării planetare în jurul Soarelui:

Planetele se deplasează pe orbite eliptice în jurul Soarelui;
planetele se mișcă neuniform planetă mai departe este de la Soare, cu atât se mișcă mai încet și invers: cu cât este mai aproape de Soare, cu atât se mișcă mai repede;
perioadele de revoluție ale planetelor din jurul soarelui depind de distanța lor față de acesta: mai mult planete îndepărtate se deplasează mai încet decât cei mai aproape de soare.

Legile lui Kepler au descris mișcarea observată a planetelor, dar nu au dezvăluit cauzele care au condus la o astfel de mișcare. Teoria gravitației lui I. Newton a indicat cauza care a determinat mișcarea corpurilor cosmice după legile lui Kepler, a prezis și a explicat corect trăsăturile mișcării lor și a făcut posibilă, de asemenea, descrierea fenomenelor la scară cosmică și terestră în aceiași termeni. Newton a găsit expresia corectă pentru forța gravitațională care decurge din interacțiunea corpurilor, formulând legea gravitației universale: între oricare două corpuri există o forță de atracție proporțională cu produsul maselor lor și invers proporțională cu pătratul distanței dintre ele. .

Legile lui Kepler sunt îndeplinite exact numai în cazul mișcării unui corp în apropierea altuia, care are o masă mult mai mare, și cu condiția ca aceste corpuri să fie sferice. Chiar și cu abateri minore de la forma sferică, orbita planetei este o elipsă care precedă în jurul stelei. Viteza de precesiune poate fi calculată destul de precis pe baza legilor lui Newton și se dovedește a fi maximă pentru planeta cea mai apropiată de Soare - Mercur.

Conform celei de-a treia legi a lui Newton, există o forță care acționează asupra stelei din partea planetei. În cazul în care masa stelei este mult mai mare decât masa planetei, accelerația stelei este neglijabilă și poate fi considerată staționară. Cu toate acestea, în prezența corpurilor de mase proporționale care sunt atrase unul de celălalt, este posibilă mișcarea stabilă a articulațiilor în jurul lor. centru comun greutate În cazul mișcării planetelor în jurul unei stele, acest efect este greu de observat, totuși, în spațiu s-au găsit sisteme care realizează mișcarea descrisă - stele binare.

Cea mai mare parte a sistemului solar - aproximativ 99,8% - cade pe soare. Masa totală a planetelor este de numai 0,13% din masa totala sistem solar. Din aceste cifre rezultă că legile lui Kepler pentru mișcarea planetelor din sistemul nostru trebuie respectate foarte bine. Abateri semnificative de la orbitele eliptice pot apărea numai în cazul unui zbor apropiat al uneia dintre planete: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus sau Neptun.

Legea gravitației lui Newton și legile lui Kepler fac posibilă relaționarea dimensiunilor orbitelor planetare cu perioadele de rotație, dar nu ne permit să calculăm orbitele în sine. În secolul al XVIII-lea s-a propus o formulă pentru razele orbitelor planetelor sistemului solar: R n = (0,4 + 0,3 x 2 n) x R o , unde n = 0, 1, 2, 3...; R o - raza orbitei Pământului. Spre deosebire de legile lui Kepler, acest raport nu rezultă din legile lui Newton în niciun fel și nu a primit încă nicio explicație teoretică. Este posibil ca acest raport să fie coincidență. Cu toate acestea, orbitele planetelor cunoscute astăzi sunt descrise satisfăcător prin această formulă. Singura excepție este valoarea n = 3, pentru care nu există nicio planetă pe orbita calculată. În schimb, a fost descoperită o centură de asteroizi - corpuri de formă neregulată, mici la scară planetară.

Problema evoluției sistemului solar. În prezent, nu există o teorie dovedită a evoluției sistemului solar. O teorie foarte atractivă a originii comune a Soarelui și a planetelor dintr-un singur nor de gaz, comprimat sub acțiunea forțelor gravitaționale, este în conflict cu distribuția neuniformă observată a momentului de rotație între stea și planete. Sunt discutate modele ale originii planetelor ca urmare a captării gravitaționale de către Soare a corpurilor sosite din spațiul îndepărtat.

Proprietățile cunoscute în prezent ale planetelor sistemului solar ne permit să le împărțim în două grupuri. Primele patru planete grup terestru se caracterizează prin mase relativ mici și densități mari ale substanțelor lor constitutive. Ele constau dintr-un miez de fier topit înconjurat de o coajă de silicat - scoarța. Planetele au atmosfere gazoase. Temperaturile lor sunt determinate în principal de distanța până la Soare și scad odată cu creșterea acestuia. Pornind de la Jupiter, grupul de planete gigantice este compus în principal din elemente ușoare - hidrogen și heliu. Pe măsură ce se apropie de centrul planetei, hidrogenul și heliul trec treptat de la starea gazoasă la starea lichidă și solidă.

Se presupune că în regiunile centrale presiunea este atât de mare încât hidrogenul există într-o fază metalică, ceea ce nu a fost încă observat pe Pământ nici măcar în condiții de laborator. Planetele din a doua grupă au un numar mare sateliți. Saturn are un număr atât de mare, încât, la o mărire insuficientă, planeta pare să fie înconjurată de un sistem de inele continue.

Cele mai semnificative două succese ale științei naturale clasice, bazate pe mecanica newtoniană, au fost descrierea aproape exhaustivă a mișcării observate a corpurilor cerești și explicarea legilor gazelor ideale cunoscute din experiment.

legile lui Kepler.

Inițial, se credea că Pământul este nemișcat, iar mișcarea corpurilor cerești părea foarte complicată. Galileo a fost unul dintre primii care au sugerat că planeta noastră nu face excepție și, de asemenea, se mișcă în jurul Soarelui. Acest concept a fost întâmpinat mai degrabă cu ostilitate. Tycho Brahe a decis să nu ia parte la discuții, ci să ia măsurători directe ale coordonatelor corpurilor de pe sfera cerească. Și-a dedicat toată viața acestui lucru, dar nu numai că nu a tras nicio concluzie din observațiile sale, dar nici nu a publicat rezultatele. Mai târziu, datele lui Tycho au ajuns la Kepler, care a găsit o explicație simplă pentru traiectoriile complexe observate prin formularea a trei legi de mișcare ale planetelor (și ale Pământului) în jurul Soarelui (Fig. 6_1):

1. Planetele se deplasează pe orbite eliptice, într-unul dintre focarele cărora se află Soarele.

2. Viteza planetei se modifică în așa fel încât zonele măturate de vectorul său rază pentru perioade egale de timp sunt egale.

3. Perioadele de revoluție ale planetelor unui sistem solar și arbori mari de osie orbitele lor sunt legate prin:

.

Mișcarea complexă a planetelor pe „sfera cerească” observată de pe Pământ, potrivit lui Kepler, a apărut ca urmare a adăugării acestor planete pe orbite eliptice cu mișcarea observatorului, care, împreună cu Pământul, efectuează orbital. mișcarea în jurul soarelui și rotația zilnică în jurul axei planetei.

Dovada directă a rotației zilnice a Pământului a fost un experiment stabilit de Foucault, în care planul de oscilație al pendulului s-a rotit în raport cu suprafața Pământului în rotație.

Legea gravitației universale.

Legile lui Kepler au descris perfect mișcarea observată a planetelor, dar nu au dezvăluit motivele care au condus la o astfel de mișcare (de exemplu, s-ar putea considera că motivul mișcării corpurilor de-a lungul orbitelor kepleriene a fost voința unei creaturi sau dorința a corpurilor cerești înseși la armonie). Teoria gravitației lui Newton a indicat cauza care a determinat mișcarea corpurilor cosmice conform legilor lui Kepler, a prezis corect și a explicat trăsăturile mișcării lor în cazuri mai complexe, a făcut posibilă descrierea multor fenomene la scară cosmică și terestră în aceiași termeni. (mișcarea stelelor într-un grup galactic și căderea unui măr pe suprafața Pământului) .

Newton a găsit expresia corectă pentru forța gravitațională care decurge din interacțiunea a două corpuri punctuale (corpuri ale căror dimensiuni sunt mici în comparație cu distanța dintre ele):

,

care, împreună cu a doua lege, dacă masa planetei m este mult mai mică decât masa stelei M, a condus la ecuația diferențială

,

admitând o soluție analitică. Fără a implica niciun fel suplimentar idei fizice, este la modă să se arate prin metode pur matematice că în condiții inițiale adecvate (distanță inițială suficient de mică până la stea și viteza planetei), corpul cosmic se va roti într-o orbită eliptică închisă, stabilă, în deplină conformitate cu legile lui Kepler ( în special, a doua lege a lui Kepler este o consecință directă a legii conservării momentului unghiular, care este îndeplinită în timpul interacțiunilor gravitaționale, întrucât momentul forței (2) relativ la centrul masiv este întotdeauna egal cu zero). La un nivel suficient de mare viteza initiala(valoarea sa depinde de masa stelei și de poziția inițială) corpul cosmic se deplasează de-a lungul unei traiectorii hiperbolice, în cele din urmă îndepărtându-se de stea la o distanță infinită.

O proprietate importantă a legii gravitației (2) este păstrarea formei ei matematice în cazul interacțiunii gravitaționale a corpurilor nepunctificate în cazul unei distribuții simetrice sferice a maselor lor pe volum. În acest caz, rolul lui R este jucat de distanța dintre centrele acestor corpuri.

Mișcarea corpurilor cerești în prezența perturbațiilor. Strict vorbind, legile lui Kepler sunt îndeplinite exact doar în cazul mișcării unui singur corp în apropierea altuia, care are o masă mult mai mare, cu condiția ca aceste corpuri să fie sferice. Cu ușoare abateri de la forma sferică (de exemplu, din cauza rotației unei stele, se poate „plati” oarecum), orbita planetei încetează să fie închisă și este o elipsă care precedă în jurul stelei.

O altă perturbare comună este influența gravitațională a planetelor unui sistem stelar una asupra celeilalte. Orbitele kepleriene sunt stabile în ceea ce privește perturbațiile slabe, adică, după ce a experimentat impactul unui vecin care zboară aproape, planeta tinde să se întoarcă la traiectoria inițială. În prezența unor perturbații puternice (trecerea unui corp masiv la o distanță scurtă), problema mișcării devine mult mai complicată și nu poate fi rezolvată analitic. calculele numerice arată că în acest caz traiectoriile planetelor încetează să mai fie elipse și reprezintă curbe deschise.

Conform celei de-a treia legi a lui Newton, există o forță care acționează asupra stelei din partea planetelor. În cazul lui M>>m, accelerația stelei este neglijabil de mică și poate fi considerată staționară. În prezența a două corpuri de mase proporționale care sunt atrase unul de celălalt, este posibilă mișcarea lor stabilă a articulației pe orbite eliptice în jurul unui centru de masă comun. Este evident că un corp mai masiv se mișcă de-a lungul unei orbite cu o rază mai mică. În cazul planetelor care se deplasează în jurul unei stele, acest efect este greu de observat. totuși, în spațiu s-au găsit sisteme care fac mișcarea descrisă – stele duble. Un calcul numeric al mișcării planetelor într-un sistem stelar binar arată că orbitele lor sunt în esență nestaționare, distanța de la planetă la stele variază rapid pe o gamă foarte largă. În același timp, inevitabilele schimbări climatice rapide de pe planete fac această posibilitate foarte problematică evolutie biologica. Apariția civilizațiilor tehnice pe planetele sistemelor stelare binare este cu atât mai puțin probabilă, deoarece mișcarea complexă, neperiodică a planetelor duce la mișcarea observabilă a corpurilor pe „sfera cerească”, care este greu de descifrat, complicând semnificativ formularea. a legilor lui Kepler și, ca urmare, dezvoltarea mecanicii clasice (Fig. 6_2).

Structura sistemului solar.

Este bine cunoscut faptul că cea mai mare parte a sistemului solar (aproximativ 99,8%) cade pe singura sa stea, Soarele. Masa totală a planetelor este de doar 0,13% din total. Corpurile rămase ale sistemului (comete, sateliți planetari, asteroizi și materie meteoritică) reprezintă doar 0,0003% din masă. Din cifrele de mai sus rezultă că legile lui Kepler pentru mișcarea planetelor din sistemul nostru trebuie să fie îndeplinite foarte bine. Abateri semnificative de la orbitele eliptice pot apărea numai în cazul unui zbor apropiat (comparativ cu distanța până la Soare) pe lângă una dintre planete: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun sau Pluto (aceasta este valabil mai ales pentru cea mai masivă dintre planete - Jupiter). Observațiile asupra perturbării orbitei lui Neptun au făcut posibilă prezicerea și apoi descoperirea lui Pluto, cea mai îndepărtată planetă cunoscută din sistemul nostru.

Legea gravitației lui Newton și legile lui Kepler fac posibilă relaționarea dimensiunilor orbitelor planetare cu perioadele de rotație, dar nu ne permit să calculăm orbitele în sine. În secolul al XVIII-lea, a fost propusă o formulă empirică pentru razele orbitelor planetelor sistemului solar:

, este raza orbitei Pământului. Spre deosebire de legile lui Kepler, relația (4) nu rezultă din legile lui Newton în niciun fel și nu a primit încă fundamentarea teoretică, deși orbitele tuturor planetelor cunoscute în prezent sunt descrise satisfăcător prin această formulă. Singura excepție este valoarea n=3, pentru care nu există nicio planetă pe orbita calculată. În schimb, a fost descoperită o centură de asteroizi - corpuri de formă neregulată, mici la scară planetară. legi empirice, care nu este susținut de teoria disponibilă, poate juca rol pozitivîn studii, deoarece reflectă și realitatea obiectivă (poate într-o formă nu în întregime exactă și chiar oarecum distorsionată).

Ipoteza unei a cincea planete preexistente, Phaethon, a fost spartă în bucăți de un gigant atracție gravitațională vecinul său masiv - Jupiter, totuși, o analiză cantitativă a mișcării planetei gigantice a arătat inconsecvența acestei presupuneri. Aparent, problema amintita poate fi rezolvata doar pe baza unei teorii complete a originii si evolutiei planetelor sistemului solar, care inca nu exista. O teorie foarte atractivă a originii comune a soarelui și planetelor dintr-un singur nor de gaz, comprimat sub influența forțelor gravitaționale, este în conflict cu distribuția neuniformă observată a momentului de rotație (momentum) între stea și planete. Modele ale originii planetelor ca urmare a captării gravitaționale de către Soare a corpurilor sosite din spațiul îndepărtat, se discută efectele cauzate de explozia supernovelor. În majoritatea „scenariilor” de dezvoltare a sistemului solar, existența centurii de asteroizi este oarecum asociată cu proximitatea sa de cea mai masivă planetă din sistem.

Proprietățile cunoscute în prezent ale planetelor sistemului solar ne permit să le împărțim în două grupuri. Primele patru planete ale grupului terestru se caracterizează prin mase relativ mici și densități mari ale substanțelor lor constitutive. Ele constau dintr-un miez de fier topit înconjurat de o coajă de silicat - scoarța. Planetele au atomosfere gazoase. Temperaturile lor sunt determinate în principal de distanța până la Soare și scad odată cu creșterea acestuia. Grupul de planete gigantice pornind de la Jupiter este compus în principal din elemente ușoare (hidrogen și heliu), a căror presiune în straturile interioare crește la valori enorme datorită compresiei gravitaționale. Ca urmare, pe măsură ce se apropie de centru, gazele trec treptat într-un lichid și, eventual, în stare solidă. Se presupune că în regiunile centrale presiunea este atât de mare încât hidrogenul există într-o fază metalică, ceea ce nu a fost încă observat pe Pământ nici măcar în condiții de laborator. Planetele din al doilea grup au un număr mare de sateliți. La Saturn, numărul lor este atât de mare încât, cu o mărire insuficientă, planeta pare să fie înconjurată de un sistem de inele continue (Fig. 6_3).