Презентация по теме "Строение Солнечной системы. Часть 1

5/21/18

СТРОЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

1 . Развитие представлений о строении мира

По Аристотелю мир является вечным и неизменным. Аристотель отрицал вращение Земли, считал звезды и планеты связанными с вращающимися вокруг общего центра хрустальными сферами. Вселенная Аристотеля состоит из 56 реально существующих хрустальных сфер, самая внешняя из которых -звездная. Аристотелевская система мира сохранилась до эпохи Коперника

Рафаэль Санти. Аристотель и Платон

Достижения античной астрономии обобщил древнегреческий астроном Клавдий Птолемей. Он разработал геоцентрическую систему мира, создал теорию видимого движения Луны и пяти известных планет

Представление о строении Вселенной.Иллюстрация Камиля Фламмариона

Клавдий Птолемей

Геоцентрическая система Птолемея. Планеты обращаются вокруг неподвижной Земли. Их неравномерное видимое перемещение относительно звезд объясняется при помощи дополнительных круговых движений по эпициклам

Аристарх Самосский (III век до н.э. определил расстояние до Луны, вычислил размеры Солнца, которые, по его данным в 300 с лишним раз больше Земли по объёму. Вероятно, эти данные стали одним из оснований для вывода о том, что Земля вместе с другими планетами движется вокруг этого самого крупного тела.

Памятник Аристарху Самосскому в Салониках

Коперник (1473-1543), великий польский астроном, создатель гелиоцентрической системы мира. Он совершил переворот в естествознании, отказавшись от принятого в течение многих веков учения о центральном положении Земли. Коперник объяснил видимые движения небесных светил вращением Земли вокруг оси и обращением планет, в том числе Земли, вокруг Солнца

Гелиоцентрическая система мира Коперника

Галилео Галилей (1564 – 1642), итальянский физик и астроном, впервые направивший на небо телескоп и сделавший открытия, подтвердившие учение Коперника

Иоганн Кеплер (1571-1630)-немецкий ученый, развив учение Коперника, открыл законы движения планет

Исаак Ньютон (1643-1727) открыл закон всемирного тяготения и продолжил труды Галилея и Кеплера

В России учение Коперника смело поддержал Михайло Васильевич Ломоносов(1711-1765). При наблюдении прохождения Венеры по диску Солнца в 1761 году открыл у нее атмосферу

2. Конфигурации планет

Планеты делятся на две группы:

нижние (внутренние) – Меркурий и Венера

и верхние – Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон

Нижние планеты

Верхние планеты

Поскольку при наблюдениях с Земли на движение планет вокруг Солнца накладывается еще и движение Земли по своей орбите, планеты перемещаются по небосводу то с востока на запад (прямое движение) ,

то с запада на восток (попятное движение) .

Характер видимого движения планеты зависит от того,

к какой группе она принадлежит.

Планеты описывают петли, а не просто движутся туда-сюда по одной линии исключительно из-за того, что плоскости их орбит не совпадают с плоскостью эклиптики.

Размеры петли тем меньше, чем больше расстояние между планетой и Землей .

  Характерные расположения планет относительно Солнца называются конфигурациями

Соединение

Орбита нижней планеты

(Венера)

Верхнее соединение

Орбита Земли

Западная элонгация

Восточная элонгация

90 о

Орбита верхней планеты

(Марс)

Нижнее соединение

Восточная квадратура

Земля

Западная квадратура

Противостояние

Угловое удаление планеты от Солнца называется элонгацией .

Наибольшая элонгация

Меркурия – 28°, а Венеры – 48°.

При восточной элонгации внутренняя планета видна на западе, в лучах вечерней зари, вскоре после захода Солнца .

Луна, Юпитер и Венера в вечернем Париже.

Угловое расстояние Венеры от Солнца меньше, чем угловые расстояния Луны и Юпитера.

При западной элонгации внутренняя планета видна на востоке, в лучах утренней зари, незадолго до восхода Солнца .

Венера и Сатурн

  Внешние планеты 

могут 

находиться на любом 

угловом расстоянии 

от Солнца, когда оно составляет 90 0 , то говорят, что планета находится в квадратуре.

Юпитер и Сатурн около рассеянного звездного

скопления Плеяды в созвездии Тельца

Венера

Юпитер

  Сидерические и синодические периоды обращений планет

Промежуток времени, в течение которого планета совершает полный оборот вокруг Солнца по орбите называется сидерическим (или звездным ) периодом обращения (T).

Промежуток времени между двумя одинаковыми конфигурациями планеты называется синодическим периодом (S).

Земля

Уравнения синодического движения:

для нижней планеты: 1/S = 1/Т - 1/T з

для верхней планеты: 1/S = 1/Т з - 1/T

где T з – сидерический период Земли, равный 1 году

3. Законы движения планет Солнечной системы

С древнейших времен считалось, что небесные тела движутся по «идеальным кривым» - окружностям.

Геоцентрическая система Птолемея

Клавдий Птолемей

(ок. 90 – ок. 160)

В теории Николая Коперника, создателя гелиоцентрической системы мира, круговое движение также не подвергалось сомнению.

Николай Коперник

(1473–1543)

Гелиоцентрическая система мира Коперника

Наблюдаемое положение планет не соответствовало предвычисленному в соответствии с теорией кругового движения планет вокруг Солнца .

Почему?

В XVII веке ответ на этот вопрос искал немецкий астроном Иоганн Кеплер .

Иоганн Кеплер, изучая движение Марса по результатам многолетних наблюдений датского астронома Тихо Браге, обнаружил, что орбита Марса не окружность, а имеет вытянутую форму эллипса .

Иоганн Кеплер

(1571–1630 )

Тихо Браге

(1546-1601)

Эллипс  определяется как геометрическое место точек, для которых сумма расстояний от двух заданных точек (фокусов F1 и F2) есть величина постоянная и равная длине большой оси. Линия, соединяющая любую точку эллипса с одним из его фокусов, называется радиусом-вектором этой точки. Степень отличия эллипса от окружности характеризует его эксцентриситет е , равный отношению расстояний между фокусами к большой оси: е = F1F2 / A1A2 , При совпадении фокусов (е = 0) эллипс превращается в  окружность .

Кеплер исследовал движения всех известных в то время планет и эмпирически вывел три закона движения планет относительно Солнца .

Эти законы применимы не только к движению планет, но и к движению их естественных и искусственных спутников.

Первый закон Кеплера:

Каждая планета движется по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Иллюстрация первого закона Кеплера

на примере движения спутников Земли

Орбиты планет – эллипсы, мало отличающиеся от окружностей, так как их эксцентриситеты малы.

Большая полуось орбиты планеты – это ее среднее расстояние от Солнца.

Среднее расстояние Земли от Солнца принято в астрономии за единицу расстояния и называется астрономической единицей :

1 а.е. = 149 600 000 км.

Ближайшую к Солнцу точку орбиты называют перигелием (греч. пери – возле, около; Гелиос – Солнце), а наиболее удаленную – афелием (греч. апо – вдали).

По эллипсам движутся не только планеты,

но и их естественные и искусственные спутники.

Ближайшая к Земле точка орбиты Луны или искусственного спутника Земли называется перигеем (греч. Гея или Ге – Земля), а наиболее удаленная – апогеем .

Апогей

Перигей

Второй закон Кеплера ( закон равных площадей ):

Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади.

Иллюстрация второго закона Кеплера

Планеты движутся вокруг Солнца неравномерно:

линейная скорость планет вблизи перигелия больше, чем вблизи афелия .

М 2

М 3

М 1

М 4

Афелий

Перигелий

У Марса вблизи перигелия скорость равна 26,5 км/с, а около афелия - 22 км/с.

У некоторых комет орбиты настолько вытянуты, что вблизи Солнца их скорость доходит до 500 км/с, а в афелии снижается до 1 см/с.

Третий закон Кеплера:

Квадраты сидерических периодов обращений двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит:

Первый закон Кеплера

Каждая планета движется по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Второй закон Кеплера

Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади.

Третий закон Кеплера

Квадраты сидерических периодов обращений двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит.

Замечено, что противостояния некоторой планеты повторяются через 2 года. Чему равна большая полуось ее орбиты?

Задача.

1 2 3 4

Дано: Решение:

S = 2 г. Большую полуось орбиты планеты можно определить

Т 1 = 1 г. из третьего закона Кеплера:

а 1 = 1 а.е.

а 2 = ?

Формула

используется для вычисления звёздного периода планеты:

Тогда

Ответ: a 2 = 1,59 a.e.