Скачать презентацию
Идет загрузка презентации. Пожалуйста, подождите
3
План 1.Нижні та верхні планети. 2.Закон Каплера. 3.Рух штучних супутників Землі. 4.Рух космічних апаратів у просторі.
4
1.Нижні та верхні планети. За особливостями свого видимого руху на небесній сфері планети поділяються на дві групи: нижні (Меркурій, Венера)і верхні (Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон). Рух верхніх і нижніх планет небесною сферою відбувається по-різному.
5
Меркурій і Венера перебувають у небі або в тих же сузірях, що й Сонце,або в сусідніх. При цьому вони можуть знаходитись як на захід, так і на схід від нього, але не далі 28 (Меркурій) і 48 (Венера). Найбільше кутове відхилення планети від Сонця на схід називається найбільшою східною елонгацією, на захід – найбільшою західною елонгоцією.
6
При східній елонгації планету видно на заході у променях вечірньої заграви незабаром після заходу Сонця, через деякий час вона також заходить. Потім, переміщуючись зворотним рухом (зі сходу на захід, проти видимого руху Сонця), спочатку повільно, а потім все швидше планета починає наближатися до Сонця, ховається в його променях і стає невидимою. В цей час планета проходить між Землею та Сонцем і настає її нижнє сполучення із Сонцем.
7
Через деякий час після нижнього сполучення планета знову стає видимою, але вже на сході, в променях ранкової зорі, незадовго перед появою Сонця. Далі, продовжуючи переміщення зворотним рухом, планета досягає найбільшої західної елонгації, зупиняється на деякий час і знову продовжує рух, але вже прямий, у напрямку до Сонця.
8
Повернувшись до Сонця, планета незабаром зникає в його променях і знову стає невидимою. В цей час вона проходить за Сонцем, і відбувається її верхнє сполучення, після якого через деякий час вона знову стає видимою на заході в променях вечірньої заграви. Далі цикл повторюється.
9
Таким чином, нижні планети, подібно до маятника, коливаються відносно Сонця. Інакше відбувається видимий рух верхніх планет. Коли верхню планету видно після заходу Сонця на західному небосхилі, вона переміщується серед зір прямим рухом, тобто з заходу на схід, як і Сонце. Але швидкість її руху менша, ніж у Сонця, тому Сонце наздоганяє планету, і вона на деякий час перестає бути видимою.
10
Потім, коли Сонцє обжене планету, вона стає видимою на сході перед появою Сонця. Швидкість її прямого руху поступово зменшується, планета зупиняється, потім починає переміщення зворотним рухом зі сходу на захід, причому її траєкторія нагадує петлю.
11
В середині дуги свого зворотного руху планета знаходиться в сузірї, протилежному Сонцю; таке її положення називається протистоянням. Через деякий час планета знову зупиняється, змінює напрямок свого руху на прямий, знову з заходу на схід. Згодом її наздоганяє Сонце, вона перестає бути видимою – і цикл руху починається спочатку.
12
В середині дуги свого прямого руху, під час періоду невидимості, планета знаходиться в одному сузірї з Сонцем, і таке її положення називається сполучення із Сонцем. Розташування планети на 90 на схід від Сонця називається східною квадратурою, на 90 на захід – західною квадратурою. Всі вищеописані особливі положення планет відносно Сонця називаються конфігураціями.
13
Проміжок часу S між двома послідовними однаковими конфігураціями планети називається її синодичним періодом обертання. Для Меркурія він становить 116 діб, для Венери – 584 доби, для Марса, Юпітера і Сатурна відповідно – 780, 399 і 378 діб.
14
Особливості руху планет повязані з тим, що ми спостерігаємо їхній рух із Землі, яка також обертається навколо Сонця. Отже, петля в русі верхньої планети – це відображення руху Землі по орбіті, і чим далі планета, тим менший розмір петлі. Ширина петлі зворотного руху Марса дорівнює 15, Юпітера – 10, Сатурна – 7.
20
2.Закони Каплера. Використовуючи дані Птолемея, М. Коперник визначив відносні відстані (в радіусах орбіти Землі) кожної планет від Сонця, а також їхні сидеричні (відносно зір) періоди обертання навколо Сонця. Це дало змогу Йогану Каплеру (1618 – 1621) встановити три закони руху планет.
21
I.Кожна з планет рухається навколо Сонця по еліпсу, в одному з фокусів якого знаходить Сонце. Еліпс – це замкнена крива, сума відстаней до кожної точки якої від фокусів F1 і F2 рівна його великій осі, тобто 2a, де a – велика піввісь еліпса.
22
Якщо Сонце перебуває у фокусі F1, а планета у точці P, то відрізок прямої F1 P називається радіусом – вектором планети. Відношення e = c/a, де c – відстань від фокуса еліпса до його центра, називається ексцентриситетом еліпса. Ексцентриситет визначає відхилення еліпса (ступінь його витягнутості) від кола, для якого e = 0.
23
Орбіти планет у Сонячній системі дуже мало відрізняються від колових. Так, найменший ексцентриситет має орбіта Венери: e = 0,007;найбільший – орбіта Плутона: e = 0,249; ексцентриситет земної орбіти становить e = 0,0167. Найближча до Сонця точка планетної орбіти П називається перигелієм, найдальша точка орбіти А – афелієм.
24
II.Радіус – вектор планети за однакові інтервали часу описує рівновеликі площі. З цього закону випливає важливий висновок: оскільки площі 1 і 2 рівні, то по дузі P1 P2 планета рухається з більшою швидкістю, ніж по дузі P3 P4, тобою швидкість планети найбільша в перигелії П і найменша в афелії А.
25
III.Квадрати сидеричних періодів обертання планет відносяться як куби великих півосей їхніх орбіт. Якщо сидеричні періоди двох планет позначити Т1 і Т2, а великі півосі еліпсів – відповідно а1 і а2, то третій закон Каплера має вигляд
27
У 1687 р. І.Ньютон,розглядаючи задачу взаємного притягання небесних тіл, точніше сформулював третій закон Каплера для випадку, коли планета з масою М має супутник з масою м.
28
Нехтуючи другими доданками в дужках (малими порівняно з першими), можна визначити масу Сонця в одиницях маси Землі. Таким же чином можна визначити маси й інших небесних тіл. Якщо вони мають природні чи штучні супутники.
32
3.Рух штучних супутників Землі. Наведемо деякі особливості руху штучних супутників Землі. У найпростішому випадку колової орбіти, якщо висота Н супутника над поверхнею Землі і радіус R Землі виражені в кілометрах, його період обертання Т у хвилинах.
33
Наприклад, для висот Н = 220, 562 і 1674 км маємо період обертання Т = і 120 хв. Дуже цікавим є випадок, коли Н = км: тоді Т = 24 год 54 хв 04 с. А це час, за який Земля здійснює оберт навколо власної осі. Тому, якщо орбіта такого супутника лежить у площині земного екватора, і він рухається у напрямку обертання Землі, то супутник увесь час перебуватиме нерухомо над певною точкою екватора. Така орбіта називається геостаціонарною.
34
Найбільша відстань, на якій супутник все ще буде обертатись навколо землі, - 1,5 млн км. Якщо ж супутник опиниться на більшій відстані, то тяжіння з боку Сонця збурюватиме його рух, або повертаючи супутник на менші висоти, або ж перетворюючи його в штучну планету.
38
4.Рух космічних апаратів у просторі. Рух космічних апаратів (КА) у просторі описуються тими ж законами, що і рух природних небесних тіл. Мінімальні енергетичні зусилля потрібні для запуску КА по напівеліптичній траєкторії, яка називається гоманівською ( за імям німецького вченого В. Гомана).
39
Враховуючи, що кутові швидкості руху Венери, Землі та Марса по орбітах відповідно рівні 1,6, 1 і 0,52 за добу, можемо отримати взаємні положення планет на момент старту КА з Землі: Венера на кутовій відстані 54 позаду, а Марс – на 44 попереду Землі. Коли КА опиниться біля Венери, Земля перебуватиме на 36 позаду неї, а в момент зустрічі КА з марсом Земля перебуватиме на 75 попереду нього.
40
Ці два основні числа використовують для розвязання задачі тривалості очікування КА біля Венери чи Марса. Його повернення на Землю може розпочатися лише за таких умов: від Венери – коли Земля перебуватиме на кутовій відстані 36попереду неї; від Марса – коли Земля перебуватиме на 75 позаду нього. Обчислення призводять до висновку, що очікування сприятливого розташування планет Венери і Землі триває 480 діб, Марса і Землі – 438 діб. Загальна тривалість експедиції до Венери триватиме 770 діб, до Марса – 956 діб.
Еще похожие презентации в нашем архиве:
