Рух небесних тіл
Всі космогонічні гіпотези можна розділити на кілька груп. Згідно з однією з них Сонце і всі тіла Сонячної системи: планети, супутники, астероїди, комети і метеорні тіла - утворилися з єдиного газовопилевого, або пилової хмари. Згідно з другою Сонце і його сімейство мають різне походження, так що Сонце утворилося з одного газовопилевого хмари (туманності, глобули), а інші небесні тіла Сонячної системи - з іншого хмари, яке було захоплено якимось, не зовсім зрозумілим, чином Сонцем на свою орбіту і розділилося якихось, ще більш незрозумілим чином на безліч самих різних тіл (планет, їх супутників, астероїдів, комет і метеорних тіл), що мають самі різні характеристики: масу, щільність, ексцентриситет, направлення звернення по рбіте і напрямок обертання навколо своєї осі, нахил орбіти до площини екватора Сонця (або екліптики) і нахил площини екватора до площини своєї орбіти.
Дев'ять великих планет обертаються навколо Сонця по еліпсах (мало відрізняється від окружностей) майже в одній площині. У порядку віддалення від Сонця - це Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон. Крім них в Сонячній системі безліч малих планет (астероїдів), більшість яких рухається між орбітами Марса і Юпітера. Простір між планетами заповнено вкрай розрідженим газом і космічним пилом. Його пронизують електромагнітні випромінювання.
Сонце в 109 разів більше Землі по діаметру і приблизно в 333 000 разів масивніше Землі. Маса всіх планет становить лише близько 0,1% від маси Сонця, тому воно силою свого тяжіння управляє рухом всіх членів Сонячної системи.
Конфігурація і умови видимості планет
Конфігураціями планет називають деякі більш характерна взаємні розташування планет, Землі і Сонця.
Умови видимості планет із Землі різко розрізняються для планет внутрішніх (Венера і Меркурій), орбіти яких лежать всередині земної орбіти, і для планет зовнішніх (усі інші).
Внутрішня планета може опинитися між Землею і Сонцем або за Сонцем. У таких положеннях планета невидима, так як втрачається в променях Сонця. Ці положення називаються сполуками планети з Сонцем. У нижньому сполученні планета найближче до Землі, а в верхньому з'єднанні вона від нас найдалі.
Синодичні періоди обертання планет і їх зв'язок з сидеричному періоду
Період обертання планет навколо Сонця по відношенню до зірок називається зоряним або сидерическим періодом.
Чим ближче планета до Сонця, тим більше її лінійна і кутова швидкості і коротше зоряний період обертання навколо Сонця.
Однак з безпосередніх спостережень визначають не сидеричний період обертання планети, а проміжок часу, що протікає між її двома послідовними однойменними конфігураціями, наприклад між двома послідовними з'єднаннями (протистояннями). Цей період називається синодичним періодом обертання. Визначивши з спостережень синодичні періоди, шляхом обчислень знаходять зоряні періоди обертання планет.
Орбітальний період зовнішньої планети - це проміжок часу, після закінчення якого Земля обганяє планету на 360 ° при їх русі навколо Сонця.
Заслуга відкриття законів руху планет належить видатному німецькому вченому Йогану Кеплеру (1571 -1630). На початку XVII ст. Кеплер, вивчаючи звернення Марса навколо Сонця, встановив три закони руху планет.
Перший закон Кеплера. Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце.
Другий закон Кеплера (закон площ). Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі.
Третій закон Кеплера. Квадрати зіркових періодів обертання планет відносяться як куби великих піввісь їх орбіт.
Середня відстань всіх планет від Сонця в астрономічних одиницях можна обчислити, використовуючи третій закон Кеплера. Визначивши середню відстань Землі від Сонця (т. Е. Значення 1 а.о.) в кілометрах, можна знайти в цих одиницях відстані до всіх планет Сонячної сістеми.Большая піввісь земної орбіти прийнята за астрономічну одиницю відстаней (= 1 a.e.)
Класичним способом визначення відстаней був і залишається кутомірний геометричний спосіб. Їм визначають відстані й до далеких зірок, до яких метод радіолокації непридатний. Геометричний спосіб заснований на явищі параллактического усунення.
Параллактическим зміщенням називається зміна напряму на предмет при переміщенні спостерігача.
ПРИКЛАД РІШЕННЯ ЗАВДАННЯ
Завдання. Протистояння деякої планети повторюються через 2 роки. Чому дорівнює велика піввісь її орбіти?
Велику піввісь орбіти можна визначити з третього закону Кеплера:
,
а зоряний період - із співвідношення між сидерическим і синодичним періодами:
,
Розмір і форма Землі
На фотознімках, зроблених з космосу, Земля виглядає як куля, освітлений Сонцем.
Точну відповідь про форму й розмір Землі дають градусні вимірювання. т. е. вимірювання в кілометрах довжини дуги в 1 ° в різних місцях на поверхні Землі. Градусні вимірювання показали, що довжина 1 ° дуги меридіана в кілометрах в полярній області найбільша (111,7 км), а на екваторі найменша (110,6 км). Отже, на екваторі кривизна поверхні Землі більше, ніж біля полюсів, а це говорить про те, що Земля не є кулею. Екваторіальний радіус Землі більше полярного на 21,4 км. Тому Земля (як і інші планети) внаслідок обертання стиснута біля полюсів.
Куля, рівновеликий нашій планеті, має радіус, рівний 6370 км. Це значення прийнято вважати радіусом Землі.
Кут, під яким із світила видно радіус Землі, перпендикулярний до променя зору, називається горизонтальним параллаксом.
Маса і густина Землі
Закон всесвітнього тяжіння дозволяє визначити одну з найважливіших характеристик небесних тіл - масу, зокрема масу нашої планети. Дійсно, виходячи з закону всесвітнього тяжіння, прискорення вільного падіння g = (G * M) / r 2. Отже, якщо відомі значення прискорення вільного падіння, гравітаційної постійної і радіуса Землі, то можна визначити її масу.
Підставивши в зазначену формулу значення g = 9,8 м / с 2. G = 6,67 * 10 -11 Н * м 2 / кг 2,
R = 6370 км, знайдемо, що маса Землі М = 6 x 10 24 кг. Знаючи масу і об'єм Землі, можна обчислити її середню щільність.