Презентация на тему «Солнечная система»

Солнечная система

© Гиенко Е.Г., кафедра астрономии и гравиметрии СГГА

Солнечная система: Солнце – звезда, 99,8% массы всей системы 8 больших

планет + спутники Плутоиды (Плутон и др. аналоги) Малые тела С.С.: астероиды, кометы, метеорные тела Газ, пыль Элементарные частицы Электромагнитное излучение

Представления о Солнечной системе

Геоцентрическая картина мира Неподвижная Земля – в центре мира. Мир таков, каким мы его видим

Клавдий Птолемей, II век н.э., Александрия Деференты и эпициклы

Гелиоцентрическая картина мира

Николай Коперник (1473 – 1543), Польша. Остановил Солнце, сдвинул Землю. Гелиоцентрическая картина мира. В центре мира – Солнце. Шарообразная Земля вращается вокруг оси. Земля и др. планеты вращаются вокруг Солнца по равномерным круговым орбитам.

Галилео Галилей (1564 - 1642), Италия Описал первые телескопические наблюдения: Пятна на Солнце и его вращение, Горы на Луне, Фазы Венеры, 4 спутника Юпитера

Джордано Бруно, (1548 – 1600), философ, Италия Современные представления о картине мира: Множество звездных систем и обитаемых миров. Сожжен 17 февраля 1600 года на Площади Цветов (Campo de Fiori) в Риме

Видимое движение планет

Планеты: нижние (внутренние) – внутри орбиты Земли (Меркурий, Венера) верхние (внешние) – за орбитой Земли (остальные)

Видимое движение планет – рядом с эклиптикой (по зодиакальным

созвездиям) Прямое движение: с запада на восток Попятное движение: с востока на запад Конфигурации – характерное расположение планет относительно Солнца и Земли

?

Небесная сфера

? - Солнце

? - Земля

- орбита Земли

- Орбита верхней планеты

?

- Орбита нижней планеты

?

?

1

1, 2 – нижнее, верхнее соединения

3- соединение (планеты невозможно наблюдать из-за Солнца)

4 – противостояние (наилучшие условия наблюдения верхних планет)

5, 6 – восточная, западная элонгации (наилучшие условия наблюдения нижних планет)

7,8 – восточная, западная квадратуры

Фотографии Марса, сделанные в г.Эншед (Голландия) в 2007-2008 гг

Увеличение одинаковое

Прохождение Венеры по диску Солнца 8 июня 2004 г

Прохождения Венеры:

1761: 6 июня (спустя 122 года) 1769: 3-4 июня 1874: 8-9 декабря (спустя 105 лет) 1882: 6 декабря 2004: 8 июня (спустя 122 года) 2012: 5-6 июня 2117: 11 декабря (спустя 105 лет) 2125 : 8 декабря

Синодический период S – промежуток времени между двумя одинаковыми

конфигурациями Звездный период обращения T – время оборота планеты вокруг Солнца относительно звезд Для Земли T? = 1 год

(Верхняя планета)

(Нижняя планета)

Законы движения планет

Тихо Браге (1546 – 1601), Дания 20-летние наблюдения Марса Передал своему ученику И. Кеплеру

Иоганн Кеплер (1571 – 1630), Германия На основании наблюдений Т.Браге вывел эмпирически (опытным путем) 3 закона движения планет

Исаак Ньютон (1643 – 1727), Англия Закон Всемирного тяготения. На основании закона получил теоретически законы движения планет. Начало небесной механики.

Первый закон Кеплера: Орбита планеты есть эллипс, в одном из фокусов

которого находится Солнце

A

П

?

- Эксцентриситет, характеризует форму орбиты

A, b – большая, малая полуось; с – фокусное расстояние;

Большая полуось орбиты – среднее расстояние планеты от Солнца; a? = 1а.е. (астрономическая единица) A – афелий, самая удаленная от Солнца точка орбиты; П – перигелий, ближайшая к Солнцу точка орбиты;

Первый закон в формулировке Ньютона: Движение тела под действием

тяготения может происходить по кривой конического сечения: окружность (e =0) эллипс (0<e<1) парабола (e = 1) гипербола (е > 1) Вид орбиты зависит от соотношения между величиной силы притяжения и величиной и направлением скорости движения тела

Второй закон Кеплера-Ньютона: Радиус-вектор планеты за равные

промежутки времени описывает равные площади (секториальная скорость планеты постоянна),

S – площадь сектора, t - время

SА= SП при DtA = DtП

A

П

?

Вывод из второго закона: скорость движения планеты вокруг Солнца не постоянна, максимальная – в перигелии, минимальная – в афелии

Sа

Sп

?

?

Третий закон Кеплера:

Квадраты звездных периодов обращения планет пропорциональны кубам больших полуосей их орбит

Уточнение Ньютоном третьего закона Кеплера:

Закон Всемирного тяготения: cила F взаимного притяжения планеты и Солнца:

где G = 6,67?10-11Н?м2/кг2 – постоянная тяготения, а – большая полуось орбиты (среднее расстояние) Ускорение w планеты, направленное к Солнцу: Ускорение w0 Солнца, направленное к планете:

Суммарное ускорение: - уравновешивается центробежным ускорением

планеты относительно Солнца

где ,T – звездный период обращения Приравняем ускорения W=Wц:

Перенесем постоянные в правую часть и окончательно получим 3 закон

Кеплера-Ньютона:

Отношение квадрата периода обращения к кубу среднего расстояния, умноженное на сумму масс центрального тела и его спутника, есть величина постоянная

Система двух тел: Солнце-планета, планета-спутник, звезда – звезда … Для двух систем:

Третий закон Кеплера-Ньютона позволяет сравнивать массу планеты,

имеющей спутник, с массой Солнца, либо массы планет, имеющих спутники, между собой. Закон справедлив и для двойных звезд – для любых систем “центральное тело - спутник” Массы планет, не имеющих спутники, определяются по вызываемым ими возмущениям в движении других планет или искусственных спутников.

Возмущения

Открытие планет. Возмущение – отклонение в движении небесного тела от Кеплерова, невозмущенного движения. Вызывается действием тяготения от других тел.

?

?

?

Кеплерова (невозмущенная) орбита

Возмущение

Возмущающее тело

Открытие Урана, 1781 г

Уильям Гершель (1738 – 1822), Англия Открытие планеты Уран в телескоп

40 – футовый телескоп Гершеля

Открытие Нептуна, 1846 г – торжество небесной механики

Урбан Жан Жозеф Леверрье (1811-1877), Франция Точно рассчитал положение неизвестной ранее планеты на основании данных о движении Урана. Используя эти расчеты, немец Иоганн Галле (1812 – 1910) обнаружил Нептун всего лишь за полчаса наблюдений.

Джон Кауч Адамс (1819-1892), Англия Независимо занимался проблемой возмущения Урана новой планетой, но его неточные и непостоянные предсказания не позволили астрономам Кембриджа добиться успеха за шесть недель поисков.

Открытие Плутона, 1930 г Персиваль Ловелл (1855 – 1916), США 1915г :

Вычислил орбиту 9-й планеты по возмущениям в движении Урана и Нептуна. 1930 г., Клайд Томбо, США – открыл Плутон 1978 г. – открыт спутник Плутона – Харон Один из методов поиска планетных систем у других звезд – по возмущениям в их движении

- Persival Lovell

2005, май, Телескоп им

Хаббла: обнаружение двух спутников Плутона.

2006, август: резолюция МАС: исключение Плутона из списка больших планет. Новый класс объектов Солнечной системы: карликовые планеты 2008, июнь: Плутон и несколько др. карликовых планет - Плутоиды

Обнаружение транснептуновых объектов:

Космический телескоп “Кеплер” (NASA)

Задача – поиск похожих на Землю планет, орбиты которых находятся в обитаемых зонах около других звезд.

Запуск телескопа “Кеплер” 06.03.09 с мыса Канаверал, Флорида

Принцип поиска планет у других звезд с помощью телескопа “Кеплер”

Поиск экзопланет

На настоящий момент: более 300 экзопланет, обращающихся около других звезд. Методы обнаружения: фотометрический (транзитный); астрометрический; спектральный; прямой (наблюдение света, отраженного планетой)

Методы определения расстояний до тел солнечной системы и их размеров

Определение расстояний Геометрический метод Коперника Расстояния до нижних планет: измерение угла элонгации a Расстояния до верхних планет - по размерам петель, описываемых планетами на звездном небе

D = 1a.e.? sin a

D

900

1 a.e.

2. Применение третьего закона Кеплера

Примечание: методы 1,2 дают расстояния в относительных единицах – астрономических (а.е.) А чему равна астрономическая единица? 3. Метод параллакса Определение расстояний до недоступных объектов путем измерения линейного базиса и углов

?

?

5. Радио- и свето- локация D = C

(Tприема – Tотправления)/2 1961 – 1963 гг – первая радиолокация Венеры и Меркурия

4. Определение астрономической единицы. Параллакс Солнца

Суточный параллакс Солнца P? (планеты, Луны) – угол, под которым с Солнца (планеты, Луны) наблюдается радиус Земли. Может быть измерен. P?? 8.8 "

D = 1а.Е.

D = R?/sin P? , P? - мал, sin P? ? P? (рад.) = P?“/206265“, d = 206265“?r?/p?“

Определение размеров небесных тел 1. Форма и размеры Земли – см

раздел “Земля” 2. Размеры планет и Солнца Видимый угловой радиус/диаметр – угол, под которым наблюдателю виден радиус/диаметр планеты

D = r?sin d, угол d – мал, sin d ? d(рад.) = D“/206265“, D ? r?d “/206265“

R – расстояние до планеты

D – линейный диаметр

d

Наблюдатель

Планета

Запуск космических аппаратов

Космические скорости

http://www

astronet.ru/db/msg/1170734