Видимое смещение планеты за сутки для нижних планет выражено уравнением

Планеты делятся на две группы: нижние – Меркурий и Венера – и верхние – Марс, Юпитер, Сатурн и т. д. Характер видимого движения планеты зависит от того, к какой группе она принадлежит.

Угловое удаление планеты от Солнца называется элонгацией . Наибольшая элонгация у Меркурия – 28°, у Венеры – 48°. При восточной элонгации внутренняя планета видна на западе, в лучах вечерней зари, вскоре после захода Солнца. При западной элонгации внутренняя планета видна на востоке, в лучах утренней зари, незадолго до восхода Солнца. Внешние же планеты могут находиться на любом угловом расстоянии от Солнца.

Фазовым углом планеты называют угол между лучом света, падающим от Солнца на планету, и лучом, отразившимся от нее в сторону наблюдателя. Фазовые углы Меркурия и Венеры изменяются в пределах от 0° до 180°, поэтому Меркурий и Венера сменяют фазы так же, как и Луна. Около нижнего соединения обе планеты имеют наибольшие угловые размеры, но выглядят как узкие серпы. При фазовом угле = 90° (освещается половина диска планет) фаза ? = 0,5. В верхнем соединении нижние планеты освещены полностью, но плохо видны с Земли, так как находятся за Солнцем.

Видео:Урок 65. Движение планет. Законы КеплераСкачать

Конфигурации планет, расстояния до тел и их размеры

УРОК 7. КОНФИГУРАЦИИ ПЛАНЕТ,

РАССТОЯНИЯ ДО ТЕЛ И ИХ РАЗМЕРЫ.

1. Основные конфигурации нижних и верхних планет.

2. Сидерический и синодический периоды планет.

3. Определение размеров Земли

4. Определение расстояний до тел.

5. Определение размеров тел.

1. Основные конфигурации внутренних и внешних планет.

Сложное видимое движение планет на небесной сфере обусловлено обращением планет Солнечной системы вокруг Солнца. Само слово «планета» в переводе с древнегреческого означает «блуждающая» или «бродяга». Траектория движения небесного тела называется его орбитой.

По отношению к орбите Земли планеты разделяются на внутренние (нижние) — Меркурий, Венера, их орбиты расположены внутри земной орбиты, и внешние (верхние) — Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун их орбиты расположены вне орбиты Земли. Внешние планеты всегда повернуты к Земле стороной, освещаемой Солнцем. Внутренние планеты меняют свои фазы подобно Луне. Плоскости орбит всех планет Солнечной системы лежат вблизи плоскости эклиптики, отклоняясь от нее менее, чем на 7°. Скорости движения планет по орбитам различны и убывают с удалением планет от Солнца. Земля движется медленнее Меркурия и Венеры, но быстрее всех остальных планет. Из-за различия скоростей движения планет в определенные моменты времени возникают различные взаимные расположения Солнца и планет.

Особые, геометрически правильные, взаимные расположения Солнца, Земли и планет называются конфигурациями. Одинаковые конфигурации планет происходят в разных точках их орбит, напротив разных созвездий, в разное время года. Конфигурации, которые создаются нижними и верхними планетами различны.

У нижних планет это соединения V1 и V3 (верхнее и нижнее) и элонгации V2 и V4 (восточная и западная). У верхних планет это – квадратуры M2 и М4 (восточная и западная), соединение M1 и противостояние M3.

Что же стоит за этими страшными названиями. Соединения — это расположение Солнца, Земли и планеты на одной прямой, при этом планета находится либо между Солнцем и Землей (нижнее соединение), либо прячется от Земли за Солнцем (верхнее соединение). Единственной конфигурацией, в которой может находиться любая, и нижняя, и верхняя планета, является верхнее соединение, при этом планету естественно нельзя наблюдать. Нижнее соединение присуще только нижним планетам, при этом, хотя и достаточно редко, мы можем наблюдать прохождение Меркурия и Венеры ( в виде черного кружка) на фоне диска Солнца.

Видимое движение нижних планет напоминает колебательное движение около Солнца. Максимальное угловое удаление нижних планет от Солнца называется элонгацией. В случае элонгации Земля планета и Солнце образуют прямоугольный треугольник, при этом в вершине прямого угла находится планета. Наибольшая элонгация Меркурия — 28˚, Венеры — 48˚. С Земли в это время видно не все освещенное Солнцем полушарие планеты, а только его часть, называемая фазой. При восточной элонгации планета видна на западе вскоре после захода Солнца, при западной – на востоке незадолго перед восходом Солнца.

Наиболее удобный момент наблюдения верхних планет – это противостояние. Все три небесных тела, как и при соединении, находятся на одной линии, но Земля в этом случае расположена между Солнцем и планетой и все полушарие планеты освещено Солнцем. Внешняя планета может находиться на любом угловом расстоянии от Солнца от 0˚ до 180˚. Когда угловое расстояние между Солнцем и верхней планетой составляет 90˚, то говорят, что планета находится в квадратуре ( квадратура – угловая четверть круга), соответственно в восточной или западной, как и при элонгации. В этом случае Земля, Солнце и планета так же образуют прямоугольный треугольник, но в вершине прямого угла находится Земля.

Система Земля — Луна — Солнце особая, в ней имеется нижнее соединение, как у внутренних планет, при этом происходит новолуние (Луна между Солнцем и Землей), и противостояние, как у внешних планет, во время полнолуния.

2. Сидерический и синодический периоды планет.

Промежуток времени, в течение которого планета совершает полный оборот вокруг Солнца по орбите, называется сидерическим (или звездным) периодом обращения планеты (Т), а промежуток времени между двумя одинаковыми конфигурациями планеты – синодическим периодом (S). Планеты движутся вокруг Солнца в одном направлении, и каждая из них через промежуток времени, равный ее сидерическому периоду, совершает один полный оборот вокруг Солнца. Пусть планеты находились в определенной конфигурации. За промежуток времени равный сидерическому периоду Земли любая нижняя планета сделает больше одного оборота вокруг Солнца и обгонит Землю, а любая верхняя — меньше полного оборота, и отстанет от Земли. Следовательно, через земной год конфигурация планет не повторится, т. е. синодический период не равен сидерическому. Однако между периодами существует зависимость, которую легко установить. Эта зависимость называется уравнением синодического движения.

Составим уравнение для нижней планеты. За земные сутки планета смещается на угол где Т – сидерический период планеты, а Земля на угол , где — сидерический период Земли. Разность этих углов даст угол опережения α, , на который нижняя планета за сутки опередит Землю. Когда за S суток накопится опережение в 360º (α·S=360º) конфигурация планет повторится. S — в данном случае — синодический период. Окончательно уравнение для нижней планеты выглядит так:

или или

Поскольку верхние планеты движутся медленнее, чем Земля, то для них уравнение принимает вид: или или

Задача. Определите период обращения Марса вокруг Солнца, зная, что противостояния Марса происходят каждые 780 суток?

;

3. Определение размеров Земли.

Представление о Земле как о шаре, который свободно без всякой опоры висит в пространстве, безусловно, является одним из величайших достижений науки древнего мира. И первое точное определение земных размеров было сделано Эратосфеном из Египта. Проделанный им эксперимент относится к одному из десяти самых красивых физических экспериментов, придуманных человечеством. Он решил измерить длину небольшой дуги земного меридиана не в градусах, а в единицах длины, и далее определить, какую часть в градусах полной окружности она составляет. Зная часть, найти длину всей окружности. Затем по длине окружности определить величину радиуса, который и является радиусом земного шара.

Очевидно, что длина дуги меридиана в градусах равна разности географических широт двух пунктов, находящихся на одном меридиане: Δφ=φв – φА. Для того чтобы определить эту разность, Эратосфен сравнил высоту Солнца в кульминации в один и тот же день в пунктах А и В ( Александрия и Асуан). В Асуане в этот день Солнце освещало дно самых глубоких колодцев, т. е. было в зените, а в Александрии отстояло от зенита на 7,2˚, Из простых геометрических построений следовало, разность широт этих городов Δφ=7,2˚. В древних единицах измерения расстояние между Александрией и Асуаном составляло 5000 греческих стадий, современное – 800 км. Обозначив длину меридиана Земли через L, имеем следующую пропорцию: откуда получаем длину меридиана равную 40000 км. Зная длину окружности, легко находим радиус Земли — 6366 км, что отличается от среднего радиуса всего на 5 км.

В какой степени форма Земли отличается от шара, выяснилось только в конце XVIII века в результате работы двух экспедиций в Южной Америке в Перу и в Скандинавии вблизи Северного полярного круга. Измерения показали, что длина в 1˚ дуги меридиана на севере и на юге больше, чем на экваторе. Это означало, что Земля сплюснута у полюсов. Ее полярный радиус на 21 км короче экваториального. Это означает, что сечение Земли по меридиану будет не окружностью, а эллипсом, у которого большая ось проходит в плоскости экватора, а малая совпадает с осью вращения Земли. И уже в ХХ веке выяснилось, что земной экватор также нельзя считать окружностью. Его сплюснутость в 100 раз меньше сплюснутости меридиана, но она все же существует. Точнее всего форму нашей планеты передает фигура, называемая эллипсоидом, у которого любое сечение плоскостью, проходящей через центр Земли, не является окружностью.

4. Определение расстояний до тел.

Определить географическую широту двух пунктов оказывается гораздо проще, чем измерить расстояние между ними, чему могут мешать естественные препятствия. Поэтому используется способ, основанный на явлении параллактического смещения. Параллактическим смещением называется изменение направления на предмет при перемещении наблюдателя. Сначала точно вычисляют длину удобно расположенного отрезка ВС, называемого базисом и двух углов В и С в треугольнике АВС. Далее по теореме синусов легко находятся значения АС и АВ. Аналогичным методом пользуются и при определении расстояния до небесных тел. Измерить расстояние от Земли до Солнца впервые удалось лишь в XVIII веке, когда был определен горизонтальный параллакс Солнца. Горизонтальным параллаксом (р) называется угол, под которым со светила, находящегося на горизонте, виден радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения. По сути дела, при этом измеряется параллактическое смещение объекта, находящегося за пределами Земли, а базисом является радиус Земли. Единственное отличие в том, что треугольник строится прямоугольный, что упрощает вычисления.

Из треугольника OAS можно выразить величину расстояния SО=D: где RÅ – радиус Земли. Конечно, со светила никто не наблюдает радиус Земли, а горизонтальный параллакс определяют по измерениям высоты светила в момент верхней кульминации из двух точек Земли, находящихся на одном меридиане и имеющих известные широты, по аналогии с методом Эратосфена. Очевидно, что чем дальше расположен объект, тем меньше его параллакс. Наибольшее значение имеет параллакс Луны (рƒ =57΄02΄΄), параллакс Солнца р=8,79′′. Такому значению параллакса соответствует расстояние до Солнца равное км. Это расстояние принимается за одну астрономическую единицу (1а. е.) и используется при измерении расстояний между телами Солнечной системы.

Для малых углов sinp≈p, при этом р выражен в радианах. Если р выразить в секундах, то формула примет вид: Å, так как в одном радиане 206265′′.

Методом горизонтального параллакса определяли расстояние до объектов вплоть до второй половине 20 века, когда появились новые методы определения расстояний в Солнечной системе — радиолокация и лазерная локация. С помощью этих методов были уточнены расстояния до многих тел с точностью до километра, а лазерная локация Луны позволяет определять расстояния с точностью до сантиметров.

Задача. На каком расстоянии от Земли находится Сатурн, когда его параллакс равен 0,9’’?

5. Определение размеров тел.

Зная расстояние до светила D, можно определить его линейные размеры, если измерить угловой радиус ρ. Угловой радиус это угол, под которым с Земли виден радиус тела. , Подставляя D имеем:Å, а так как углы ρ и р0 малы, то Если расстояние D известно, то , где ρ измеряется в секундах.

Задача. Чему равен диаметр Луны, если она видна с расстояния 400000 км под углом 30′? Переводим 30′ в 1800″. Dƒ =D·ρ= .

Д. з. §7. п.2,3. задачи 8,9 стр.35, § 11. задачи 1, 5, 6 стр.52.

Вопросы экспресс опроса

1. Можно ли наблюдать Меркурий по вечерам на востоке?

2. Что такое соединение?

3. Можно ли наблюдать Венеру утром на востоке, а вечером на западе?

4.Угловое расстояние планеты от Солнца равно 55°.Какая это планета, верх или ниж?

5. Что такое конфигурация?

6. Какие планеты могут пройти на фоне диска Солнца?

7. Во время каких конфигураций хорошо видны нижние планеты?

8. Во время каких конфигураций хорошо видны верхние планеты?

9. Что такое сидерический период планеты?

10. Что такое синодический период?

11. Что такое горизонтальный параллакс?

12. Что называется параллактическим смещением?

13. Когда верхняя планета находится в квадратуре?

14. Что такое элонгация?

15. При каком соединении можно наблюдать внутреннюю планету?

Видео:970 млн человек психически больны, как это возможно?Скачать

Видимое и истинное движение небесных тел

Сначала мы обсудим видимые движения небесных тел, в том числе солнечные и лунные затмения. Говоря о видимом движении светил, мы имеем в виду изменение их взаимного положения на небесной сфере, не включая кажущееся вращение самой небесной сферы, вызванное суточным вращением Земли

Самое привычное и наглядное из видимых изменений на небе – это смена фаз Луны. Мы с детства знаем, что образ Луны ежемесячно проходит через несколько характерных фаз – новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть. Однако указать причину этого привычного явления может далеко не каждый. На днях моей маленькой внучке подарили книгу, от чтения которой у меня волосы встали дыбом, поскольку ее автор представил смену лунных фаз как ежемесячное затмение лунного диска тенью Земли. Ежемесячное лунное затмение – такого извращенного представления об астрономических событиях я еще не встречал и даже не ожидал его от современного человека. Поэтому, думаю, с причиной смены лунных фаз нужно познакомиться в первую очередь.

При описании внешнего вида Луны или планеты мы называем фазой определенную стадию в периодическом изменении видимой формы освещенного Солнцем полушария этих тел. Смена фаз Луны – явление наглядное. Каждый вечер мы наблюдаем спутник Земли в новом виде. В течение 29,5 суток, практически одного месяца, происходит полная смена фаз – это так называемый синодический лунный месяц.

Мы находимся на Земле, Луна движется вокруг нас, совершая за месяц полный оборот. Солнце в этой шкале времени почти неподвижно (за месяц смещение Солнца относительно Земли происходит всего лишь на 1 /12 часть окружности). У лунного шара всегда освещено полушарие, обращенное к Солнцу. А мы наблюдаем лунный шар с разных сторон по отношению к направлению на Солнце, поэтому иногда видим ее полностью освещенную половинку, иногда – часть, а иногда (в новолуние) к нам обращена полностью затемненная сторона лунного шара. Это и есть причина смены фаз. То есть, у Луны всегда освещена одна половина и всегда в тени другая, но наша точка зрения на эти половинки в течение месяца меняется.

Но, хотя в течение месяца мы видим и светлую, и темную стороны Луны, из этого не следует, что с Земли мы можем увидеть всю лунную поверхность: к Земле постоянно обращена одна – «видимая» – сторона Луны. Почему так происходит? Потому что два движения Луны синхронны: один оборот по орбите вокруг Земли и один поворот вокруг своей оси у Луны происходят за одно и то же время – за месяц.

Названия фаз Луны на русском языке не очень разнообразны, их в ходу четыре: новолуние, первая четверть, полнолуние и последняя четверть. Кстати, вы не задумывались, почему мы говорим «четверть», когда освещена половина лунного диска? Потому что от новолуния прошла четвертая часть периода – лунного месяца.

В некоторых других языках существуют более разнообразные варианты названий лунных фаз. Например, в английском между новолунием и первой четвертью выделяют фазу «растущего серпа» (Waxing crescent), а между первой четвертью и полнолунием еще есть «растущая Луна» (Waxing gibbous).

Думаю, у некоторых коренных народов, для которых Луна и ее ночной свет гораздо важнее, чем для нас – городских жителей, есть и другие названия лунных фаз, которые дробят месяц на более мелкие периоды. Например, у эскимосов есть два десятка слов для характеристики цвета и состояния снега, потому что для них он очень актуален. Так и с Луной, вероятно.

В английском языке есть такая фраза On the dark side of the moon, песня такая есть. Но это неверное выражение, поскольку в нем подразумевается, что сторона Луны, о которой поет Pink Floid, всегда темная, а обращенная к нам, всегда светлая. Правильно было бы говорить: On the far side of the moon – на дальней стороне Луны. А ближнюю к Земле называют near side. Потому что на Землю смотрит всегда одно и то же полушарие, а другое всегда от нас отвернуто и никогда, до полетов космических аппаратов, мы не видели дальнюю сторону.

Значением фазы называют освещенную долю диаметра диска Луны (или планеты), перпендикулярного линии, соединяющей концы серпа, или, что то же самое – отношение площади освещенной части видимого диска ко всей его площади. Следовательно, фаза определяется числом от 0 до 1, отношением максимального размера освещенной части диска к полному диаметру диска. Но из-за того, что фаза 0,5 соответствует и первой, и последней четверти, без дополнительного указания трудно разобраться о какой именно фазе идет речь – тут у астрономов недоработка.

Кто любит математику, докажет простую теорему о том, что отношение d/D равно отношению освещенной площади диска к его полной площади. Граница между освещенной и неосвещенной частями диска называется «терминатор», и у шарообразного небесного тела она имеет форму половины эллипса, «разрезанного» вдоль большой оси.

Луна движется вокруг Земли по эллиптической орбите, причем заметить это довольно легко, просто измеряя на небе видимый диаметр лунного диска. В течение месяца он меняется: когда Луна к нам ближе (ближайшая к Земле точка орбиты называется перигей – тогда лунный диск выглядит немного крупнее обычного. А в апогее – немного меньше). Впрочем, непрофессиональный глаз может этого и не заметить, поскольку разница составляет около 10%. Тем не менее, в последние годы журналисты регулярно напоминают нам о «суперлунии», утверждая, что Луна будет огромная. Не думаю, что сами они способны заметить эту разницу в 10%.

Движение Луны по эллиптической орбите вызывает одно легко наблюдаемое явление, о котором мало кто знает. Я имею в виду либрации, т. е. видимые покачивания лунного шара (от лат. lībrātiō «раскачивание»). Покачивания Луны «вправо-влево» называют либрацией по долготе, а покачивания «с ног на голову» – либрацией по широте. Отдельные моменты этого движения показаны на рис. выше, а в динамике это можно увидеть на https://ru.wikipedia.org/wiki/Либрация. Как объяснить это явление? Оказывается, его природа чисто геометрическая.

Причина покачиваний по долготе – форма лунной орбиты. Ведь орбита Луны не круговая, а эллиптическая, и это заставляет Луну двигаться вокруг Земли с переменной угловой скоростью. Астрономы называют это Вторым законом Кеплера, а физически это простое проявление закона сохранения орбитального момента импульса. В то же время вокруг своей оси Луна, конечно, вращается с постоянной скоростью. Сложение этих двух движений – равномерного и неравномерного – приводит к тому, что Луна иногда показывает нам чуть больше своего восточного полушария, а иногда немножко больше западного. Покачивания довольно легко обнаружить, о них знали еще до изобретения телескопа.

Широтные покачивания Луны происходят из-за того, что ось ее вращения не перпендикулярна плоскости ее орбиты. У Земли ось вращения тоже наклонена, поэтому полгода наша планета показывает Солнцу в большей степени одно свое полушарие, вторые полгода – другое. А случае Луны мы на Земле выступаем в роли Солнца: Луна полмесяца показывает нам чуть больше свое северное полушарие, а вторые полмесяца – южное.

Вообще, движение Луны не так-то просто описать математически. В первую очередь оно зависит от притяжения к нашей планете. А поскольку Земля не шар, а сплюснутый эллипсоид (и это только в первом приближении!), ее гравитационное поле не сферически симметричное, а значительно более сложное. Это вынуждает Луну двигаться по непростой орбите. Если бы ничего кроме Земли рядом с Луной не было, проблема была бы не такой сложной; но есть еще Солнце и оно тоже влияет на движение нашего спутника. А еще на нее действует притяжение больших планет. Так что изучение движения Луны – это одна из самых сложных задач небесной механики.

Когда говорят о теории движения Луны, подразумевают некое сложное уравнение, содержащее тысячи членов. Уже в начале XX века аналитическое уравнение движения Луны содержало 1400 членов. А сегодня, когда методы лазерной локации позволяют измерять расстояние до Луны с ошибкой не более нескольких миллиметров, компьютерные программы движения Луны содержат десятки тысяч членов.

Полагаю, что не более сотни из них понятны с точки зрения физики. В первом приближении Земля – шар, имеющий простое гравитационное поле с потенциалом 1/R. Во втором приближении Земля – сплюснутый суточным вращением эллипсоид; и тут мы получаем дополнительные гармоники гравитационного поля. Третье приближение: Земля – трехосный эллипсоид, у которого экватор не окружность, а эллипс, отчего ситуация еще больше усложняется. К этому мы добавляем влияние Солнца, Юпитера, Венеры. Дальше идут члены, смысл которых мы не понимаем, и просто подгоняем уравнение под наблюдения. Теория движения Луны до сих пор разрабатывается и уточняется.

Видео:Законы КеплераСкачать

Затмения

Мы, жители Земли, время от времени наблюдаем солнечные и лунные затмения. Нам невероятно повезло, что видимые размеры лунного диска в точности соответствуют размерам солнечного. Это удивительно, потому что Луна, вообще говоря, понемногу удаляется от Земли. Но почему-то именно в нашу эпоху она находится на таком расстоянии от нас, что ее наблюдаемый размер идеально соответствует видимому размеру Солнца. Луна примерно в 400 раз меньше Солнца по физическому размеру, но и в 400 раз ближе к Земле, чем Солнце. Поэтому угловые размеры их дисков совпадают.

В астрономии есть три разных термина, описывающих ситуацию, когда два объекта в проекции совмещаются на небе. Мы используем тот или иной из этих терминов в зависимости от того, каков относительный угловой размер этих объектов. Если их угловые размеры близки друг к другу, мы называем это затмением; если более крупный объект перекрывает собой более мелкий, мы говорим, что это покрытие; когда же мелкий объект проходит на фоне крупного – это прохождение, или транзит.

Теперь давайте разберемся, чем эти явления могут быть полезны человеку, чем они интересны.

Например, покрытия – очень полезный способ измерять размер маленьких небесных объектов. Диаметры звезд мы вообще не различаем даже в лучшие телескопы; они слишком малы, намного меньше одной угловой секунды. Но если Луна, двигаясь по небу, своим краем закрывает какую-нибудь звездочку, та меркнет, но это потемнение происходит не моментально, а в соответствии с теорией дифракции.

Когда источник света закрывают краем плоского экрана, его яркость для удаленного наблюдателя испытывает несколько колебаний и лишь затем окончательно обнуляется. Наблюдая покрытие звезды темным краем лунного диска, можно подобрать теоретическую кривую, подходящую к измеренным колебаниям яркости звезды, и вывести из этого угловой размер объекта. В Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга (ГАИШ МГУ), где я работаю, мои коллеги этим занимаются и получают при измерении размеров звездных дисков разрешение до трех тысячных долей угловой секунды. Это очень высокая точность, которую каким-либо другим способом не достичь. К сожалению, Луна не по всему небу ходит, поэтому размеры всех звезд измерить методом покрытий мы не можем. Луна движется вблизи плоскости эклиптики, примерно в пределах ±5° от нее. Именно в этой полосе угловые размеры звезд хорошо измерены.

В нынешнем веке мы можем наблюдать не только за поведением Земли и Луны, но и затмения-покрытия любых объектов Солнечной системы. Например, в прошлом году мимо Плутона пролетал первый космический аппарат, New Horizons (NASA). Он сфотографировал планету с ночной стороны, и мы впервые увидели атмосферу Плутона. В этом положении диск Плутона закрывает собой Солнце, но его лучи просвечивают по краям планетного диска и демонстрируют плутонианскую атмосферу, про свойства которой мы почти ничего не знали. Если повысить контраст, то даже видны слои в атмосфере Плутона. И это нам очень многое говорит об атмосфере далекой карликовой планеты: из чего она состоит и как устроена. Оказалось, что Плутон маленькая, но очень интересная планета.

Недавно в журнале Nature появились две статьи, в которых весьма убедительно показано, что под ледяной корой Плутона есть жидкий водный океан. Абсолютно неожиданная вещь! Мы предполагали, что подледный океан есть у спутников Юпитера и Сатурна, но Плутон – он так далеко от Солнца, там так холодно и рядом с ним нет гигантской планеты, которая могла бы его согреть. Там все должно было замерзнуть давно и навсегда. Но оказалось, есть признаки того, что под корой Плутона – океан. Он не совсем пригоден для жизни; вероятно, там много аммиака, но все же это океан – и это очень интересно.

А вот еще один замечательный пример – покрытие Солнца Сатурном.

Обычно, мы видим Сатурн так, как на нижней картинке (Сатурн вблизи противостояния с Солнцем). Солнце освещает далекую планету «в лоб», и мы видим ее анфас. Мы давно знали о существовании этого красивого ободка – кольца Сатурна, и всегда думали, что между ним и планетой пустота – ничего нет. Когда первый спутник Сатурна «Кассини» (NASA) залетел за ночную сторону планеты, мы увидели, что между внутренним краем наблюдаемого с Земли кольца и планетой, напротив, довольно много вещества, и оно тянется до самой атмосферы планеты. Раз это вещество не заметно в отраженном свете, но видно в рассеянном свете при контровом освещении, значит, это очень мелкие частицы, размер которых сравним с длиной волны света.

Пока непонятно, каким образом в кольце происходит сепарация частиц вещества по их размеру, и почему мелкие частицы оказались ближе к планете. Простая физическая логика подсказывает, что должно быть наоборот: вблизи атмосферы планету лучше сохраняются крупные частицы, поскольку у них отношение площади сечения к массе меньше, а значит, они слабее тормозятся в верхних слоях атмосферы. В природе же оказалось все наоборот.

Эту новую информацию о кольцах Сатурна мы получили именно благодаря тому, что использовали ситуацию затмения (покрытия) как прибор для исследования. Контровое освещение выявило много новых деталей в структуре колец.

Видео:Видимое движение планетСкачать

Лунные затмения

Теперь мы вернемся к лунным и солнечным затмениям. Каждое небесное тело, освещенное Солнцем, отбрасывает сужающийся конус тени и расширяющийся конус полутени. Тень – это та область пространства, попадая в которую, наблюдатель не видит поверхность Солнца, а в области полутени он видит часть поверхности Солнца. В соответствии с этим лунные затмения делят на теневые и полутеневые. В первом случае хотя бы часть лунного диска проходит через область земной тени, во втором случае – через область полутени. В обоих случаях затмение может быть полным или частным, в зависимости от того, полный диск Луны скрывается в земной тени/полутени или только его часть. То же и с Солнцем: если наблюдатель попадает в тень Луны, он видит полное солнечное затмение, если в полутень – частное. Полное затмение Солнца не заметить нельзя: днем на несколько минут наступает почти ночная темнота. Но неглубокое частное затмение Солнца, если заранее о нем не знать, вполне можно не заметить. То же и с лунными затмениями: теневое затмение Луны выглядит эффектно, а полутеневое – невзрачно и почти незаметно.

Длительность лунного затмения зависит от того, насколько глубоко в земную тень проникает Луна. Самые длительные затмения – центральные, когда Луна проходит через центр земной тени. При этом полное теневое затмение продолжается около 2 часов.

Итак, теневое затмение Луны происходит, когда она попадает в тень, отброшенную Землей. Луна попадала бы туда каждый месяц в момент полнолуния, если бы плоскости лунной и земной орбит совпадали, но они не совпадают. Плоскость орбиты Луны на пять с лишним градусов наклонена к эклиптике (среднее значение этого угла 5,15°, и он колеблется от 4,99° до 5,30°). Центр земной тени лежит на эклиптике, а угловой радиус этой тени для наблюдателя на Земле составляет около 0,7°. Угловой радиус лунного диска около 0,25°. Следовательно, если Луна удаляется от эклиптики более чем на 1°, она не попадает в тень Земли. Именно поэтому Луна чаще проходит мимо земной тени, нежели попадает в нее.

Затмения как Луны, так и Солнца, происходят лишь в те моменты, когда Луна проходит вблизи узлов своей орбиты, т. е. вблизи пересечений ее орбитальной плоскости с плоскостью эклиптики (в которой всегда находится Солнце). Вблизи узлов Луна проходит дважды в месяц, но для затмения нужно, чтобы в эти моменты и Солнце тоже оказалось вблизи одного из узлов: если того же узла, где Луна, то наблюдается солнечное затмение, а если противоположного, то лунное. Происходит это не так уж часто. Например, максимальное количество лунных затмений всех типов за год – 4 (например, это произойдет в 2020 и 2038 годах), минимальное количество лунных затмений – два в год. Солнечные затмения происходят приблизительно с такой же частотой, однако возможность увидеть полное лунное затмение намного выше, чем полное солнечное. Дело в том, что при наличии ясного неба лунное затмение видят все жители ночного полушария Земли, а солнечное – только те жители дневного полушария, кому посчастливилось попасть в узкую полосу, по которой пробегает маленькая лунная тень диаметром 250—270 км.

В процессе полного теневого затмения Луны наш спутник сначала попадает в область полутени и чуть-чуть меркнет, а затем приближается и попадает в конус земной тени. Казалось бы, солнечный свет в тень не проникает, других источников света там нет, значит, Луна, пересекая земную тень (а это длится несколько часов), должна стать абсолютно невидимой. Но этого не происходит. Она все же немножко видна в темно-багровых тонах. Дело в том, что ее освещают солнечные лучи, рассеявшиеся и преломившиеся в земной атмосфере. Голубая часть их спектра сильно рассеивается в воздухе и поэтому почти не попадает на Луну. А красные лучи рассеиваются в воздухе значительно слабее и, преломившись из-за атмосферной рефракции, направляются в область геометрической земной тени и освещают лунную поверхность.

Поскольку полутеневое затмение Луны заметить глазом почти невозможно, – настолько слабо уменьшается яркость лунного диска, – это явление редко привлекает внимание наблюдателей. А вот полные теневые затмения Луны в прошлом активно использовались для науки. Дело в том, что в момент затмения, в середине лунного дня, Солнце на несколько часов резко «выключается» и перестает освещать лунную поверхность, которая начинает понемногу охлаждаться. По тому, как быстро происходит охлаждение лунной поверхности, можно понять, какая у нее структура. Если бы Луна состояла из чистого железа или алюминия, была бы таким плотным алюминиевым шаром, тогда ее поверхность остывала бы очень медленно (из-за высокой теплопроводности вещества снизу постоянно подходило бы новое тепло). А если бы Луна была сделана из пемзы или синтепона? Теплопроводность почти нулевая, стало быть, температура поверхности падала бы быстро. Наблюдения показали, что в ходе затмения поверхность охлаждается быстро. Следовательно, она скорее из пемзы или поролона, чем из меди или алюминия. А если серьезно, то планетологи с помощью затмений еще до полетов на Луну роботов и людей поняли, что ее минеральная поверхность пористая и покрыта пылеобразным веществом, которое мы называем реголитом. Позже туда прилетели роботы и люди и подтвердили, что поверхность действительно покрыта пылью, рыхлой наверху и спекшейся в глубине. Так лунные затмения помогли астронавтам заранее узнать, по какой поверхности им предстоит ходить.

Видео:Наука и Сон: Видимое и истинное движение планетСкачать

Солнечные затмения

Еще более замечательное явление – затмения Солнца. Раньше только они позволяли нам увидеть самую внешнюю область солнечной атмосферы – корону Солнца. Для физики это был настоящий шок, когда в середине XX века была измерена температура этой области. Что нам говорит нормальная физика? Она говорит нам, что, удаляясь от источника тепла, газ атмосферы должен охлаждаться. Мы видим такие примеры сплошь да рядом. Источник тепла на Земле – ее поверхность, нагретая солнечными лучами. Поэтому, поднимаясь вверх на самолете, мы видим, как окружающий воздух становится все холоднее и холоднее. На высоте 10 км температура минус 50° С. Все логично.

Энергия Солнца рождается в его ядре и затем просачивается наружу, а значит, снаружи температура должна быть ниже, и действительно, в центре Солнца около 15 000 000 К, а на поверхности 6000 К – температура падает. И вдруг, в области короны она опять начинает стремительно расти – до 2 млн кельвинов. С какой стати? Где источник энергии? В короне чрезвычайно разреженный газ, никакие ядерные реакции там не происходят. Задача была непростая, и решили ее не сразу. Впрочем, и сейчас еще нельзя сказать, что она решена до конца. Большую роль в исследовании солнечной короны сыграли работы советского астрофизика И. С. Шкловского. А начинал он с наблюдения солнечных затмений.

Структура короны, как видите, напоминает картину расположения железных опилок, рассыпанных над двухполюсным магнитом. Явно видно, что у Солнца есть один магнитный полюс сверху и другой снизу, а по бокам – замкнутые структуры (иногда дипольные, иногда многополюсные).

Благодаря затмениям была не только открыта и исследована солнечная корона и лежащий под ней более плотный и прохладный слой – хромосфера, но состоялись и другие важные открытия и наблюдения. В 1868 г. в спектре хромосферы обнаружились линии не известного в ту пору на Земле химического элемента; им оказался гелий. В спектре короны тоже обнаружились неизвестные линии, которые исследователи поторопились приписать еще одному неизвестному элементу, назвав его коронием. Но это оказались линии железа при крайне высокой степени ионизации, недостижимой в ту пору в лаборатории. В 1918 г. затмение помогло подтвердить один из выводов общей теории относительности Эйнштейна: смещение изображений звезд вблизи солнечного диска продемонстрировало искривление лучей света в гравитационном поле.

В обычное время между затмениями мы не видим корону Солнца, потому что ее яркость намного меньше яркости дневного неба рядом с солнечным диском. Однако в космосе этой проблемы нет. Телескопы некоторых космических обсерваторий (например, SOHO) снабжены специальным экраном, которым можно закрыть изображение солнечного диска и увидеть околосолнечные окрестности – корону, протуберанцы, плотные потоки солнечного ветра, а также, небольшие кометы, которые становятся заметными только если пролететь вплотную к Солнцу, и о существовании которых мы ранее даже не догадывались.

Для наблюдателя на Земле лунный диск так точно совпадает по угловому размеру с солнечным, что стоит Луне чуть-чуть сместиться, и она уже открывает нам полоску фотосферы Солнца, т. е. его видимого диска (рис.). Будь Луна чуть меньше, – хотя бы на 2%, – или располагайся она чуть дальше от нас, своим диском она уже не смогла бы закрыть фотосферу Солнца, и мы бы никогда не увидели с Земли солнечную корону. Потому что стоит маленькому кусочку солнечного диска появиться, как рассеянный в атмосфере его свет делает наше небо ярко голубым, и никакая корона уже не видна.

Эти снимки показываю с удовольствием, потому что они сделаны современными любителями астрономии. Кто хорошо владеет фотокамерой и Фотошопом, может увидеть то, что раньше даже с телескопом нельзя было заметить.

Один из главных вопросов, встающих перед астрономом при подготовке к наблюдению какого-то небесного явления, в данном случае – затмения, куда ехать? Куда ехать, чтобы с наибольшей вероятностью получить желаемый результат? Факторов много: и количество ясного дневного неба в сезон наблюдения, и продолжительность явления, и его высота над горизонтом, и стоимость поездки, и политическая стабильность в регионе, и еще много других факторов.

На всей Земле в год можно наблюдать от 2 до 5 солнечных затмений, из которых не более двух – полные или кольцеобразные (см. ниже). В среднем за 100 лет происходит 237 солнечных затмений, из которых 160 – частные, 63 – полные, 14 – кольцеобразные. Через одну и ту же точку земной поверхности лунная тень проходит в среднем раз в 300 лет. То есть, если не гоняться по планете за полными солнечными затмениями, то, живя на одном месте, шанс увидеть своими глазами солнечную корону невелик.

Учитывая, что 2/3 поверхности земного шара покрыты океаном, путь лунной тени в основном проходит по поверхности воды. Но никто не наблюдает затмения с плавающего судна, поскольку требуется устойчивая опора для оптических приборов. Всегда выбирают область на суше, но и здесь у астронома много своих требований: не должно быть густой растительности, сильного ветра, высоких гор, закрывающих горизонт…

Например, куда бы вы поехали, чтобы наблюдать затмение, случившееся 29 марта 2006 г.? Посмотрите на карту с обстоятельствами затмения и выберите наиболее привлекательное место…

Правильно, в Турцию. Погода там, как правило, хорошая; перелет из России недорогой, Солнце в момент затмения высоко над горизонтом и продолжительность полной фазы затмения близка к максимальной, поскольку место расположено недалеко от середины траектории лунной тени. Поэтому многие поехали именно туда, чтобы наблюдать это полное затмение. И не ошиблись.

Любопытно, что несколько десятилетий назад, в один из предыдущих саросов (т. е. периодов времени, через которые почти в точности повторяются обстоятельства затмений) некоторые экспедиции выбрали Египет, где вероятность хорошей погоды и ясного неба еще выше, чем в Турции. Действительно, в момент затмения (и до, и после него) небо было безоблачным, но по этой причине случилось две беды. От высокой температуры пострадала светоприемная аппаратура, прежде всего – эмульсия фотопластинок, на которые в ту эпоху велось фотографирование. А из-за ветра и пыли пришлось оптическую аппаратуру накрывать целлофановой пленкой, которую быстро съели местные оголодавшие козы, и пыль повредила оптику.

Если вы в момент затмения посмотрите на Землю из космоса (рис.), то сразу увидите, с какими трудностями сталкиваются астрономы: лунная тень бежит по Земле, но она же ложится на облака, а астрономы в этот момент находятся под облаками и не видят Солнца.

Для преодоления трудностей с погодой при наблюдении солнечного затмения существует надежный вариант – нужно вести наблюдения с борта самолета, летящего над облаками в сторону движения лунной тени. В этом случае вам уже точно не страшна облачность – все увидите, но удовольствие это дорогое. А если у вас еще и очень быстрый самолет, то вы можете продлить удовольствие от созерцания и изучения солнечной короны: в вашем распоряжении будут не минуты, а часы. Когда появился первый гражданский сверхзвуковой самолет «Конкорд», один из первых его рейсов были направлен именно в погоню за лунной тенью. Сверхзвуковой самолет способен ее догнать. Ведь Луна, а значит и ее тень, движется по орбите со скоростью около 1 км/с, а Земля вращается в ту же сторону, причем на экваторе со скоростью около 500 м/с. Значит по поверхности Земли лунная тень бежит со скоростью от 1 км/с в полярных областях до 0,5 км/с на экваторе. Поскольку диаметр лунной тени у Земли обычно не превышает 280 км, продолжительность полной фазы затмения для неподвижного наблюдателя обычно не превышает 7 минут. А сверхзвуковой самолет, летящий со скоростью 1,5 М (т. е. около 500 м/с) в районе экватора может сопровождать лунную тень в течение нескольких часов!

Иногда Луна нас подводит. Это происходит в случае, если затмение наблюдается, когда Луна в апогее своей орбиты и не способна перекрыть солнечный диск целиком. Тогда ее тень не дотягивается до поверхности Земли – мы видим кольцеобразное (иногда говорят «кольцевое») солнечное затмение. Это явление почти бесполезное: в течение всего затмения остается виден яркий край поверхности (фотосферы) Солнца, поэтому корона остается незаметной. Но польза от кольцеобразного затмения все-таки есть. Можно легко отследить моменты касания видимого диска Луны с видимым диском Солнца – всего четыре касания. Эти четыре момента времени регистрируют с высокой точностью (до 1/1000 секунды), что позволяет проверять точность теории движения Луны и вращения Земли.

На этой фотографии затмения 2006 года мы видим солнечную корону. Но, обратите внимание, Луна тоже видна, хотя прямы солнечные лучи на нее не попадают. Что же подсвечивает темную сторону Луны? Это свет от Земли! В момент затмения обращенное к Луне полушарие Земли почти полностью освещено Солнцем, за исключением небольшого пяточка лунной тени. Отраженный от Земли свет уходит в сторону Луны, и мы видим ее ночное полушарие. Впрочем, и вне затмений это явление легко можно наблюдать: если вы посмотрите на молодой месяц сразу после новолуния, то увидите, что темная часть лунного диска все-таки видна как бледно-серая; называется это явление пепельным светом Луны. И в этом случае отраженный от Земли свет подсвечивает темную сторону Луны. Поэтому на видимой стороне Луны, на ее полушарии, постоянно обращенном в сторону Земли, никогда не бывает полной ночи. Там бывают яркий солнечный день и полутемная ночь, которую условно можно назвать «земной ночью». Наш земной шар довольно ярко освещает Луну. Здесь на Земле в полнолуние мы можем гулять без фонаря ночью и даже читать при Луне крупный текст. А Земля на лунном небе занимает в 13 раз большую площадь и отражает солнечный свет в несколько раз лучше лунной поверхности. Так что «земной ночью» поверхность видимого полушария Луны освещена так же ярко, как если бы на нее светили несколько десятков полных Лун. Будущим исследователям Луны не придется заботиться о ночном освещении, пока они будут работать на видимой стороне. Зато на обратной стороне Земля не видна и ночи там очень темные.

Вот еще один качественный снимок Солнечной короны. Мы понимаем, что корона нигде не кончается на самом деле – это бесконечные потоки газа, которые уходят с поверхности Солнца и уже не возвращаются к ней. Со скоростью звука и даже быстрее они несутся во все стороны от Солнца, и в том числе – к Земле.

Про условия наступления затмения я уже вкратце сказал и более детально говорить не буду. Нам важно понять, что раз орбита Луны наклонена на 5 с лишним градусов к эклиптике, а размер видимого диска всего полградуса, то лунная тень, как правило, проходит мимо Земли. И только когда три тела – Солнце, Луна и Земля – располагаются на одной прямой, лунная тень попадает на Землю. То же самое с затмениями Луны: земная тень проходит либо выше, либо ниже Луны, и лишь изредка попадает на нее. Причина этого – несовпадение плоскостей орбит.

Видео:Сурдин В.Г. - Общая астрономия - 4. Видимое и истинное движение планетСкачать

Прохождения планет по Солнцу

А еще астрономы очень дорожат наблюдениями прохождения планет на фоне солнечного диска.

Дело тут вот в чем. Уже очень давно астрономы научились измерять относительные размеры орбит планет. Измерить во сколько раз диаметр орбиты Венеры меньше земной орбиты – простая геометрическая задача. Но реального масштаба размеров орбит Солнечной системы мы долго не знали. Разумеется, все было бы намного проще, если бы радиолокацию изобрели лет на 300 раньше, но у астрономов XVII-XVIII веков не было такого метода, а значит, оставался единственный способ – наблюдать прохождение планет на фоне солнечного диска.

Случается такое явление редко. Плоскость венерианской орбиты и плоскость земной (эклиптика) не совпадают. Наблюдать Венеру на фоне Солнца можно только тогда, когда Земля и Венера находятся в районе пересечения двух плоскостей – в узлах венерианской орбиты. Впервые это явление наблюдали и описали его в середине XVII века два англичанина – Джеремайя Хоррокс и его друг Уильям Крабтри.

Это небесное явление дало возможность измерить расстояние между Землей и Венерой, а значит, и между Землей и Солнцем, а затем – вычислить расстояния между всеми планетами, причем не в относительных единицах, а в километрах. Так астрономы вычислили все расстояния в Солнечной системе. Это стало очень важным достижением.

Фактически расстояние от Земли до Венеры было измерено методом параллакса. Этот метод предложил Эдмонд Галлей, он заключался в измерении продолжительности прохождения Венеры по диску Солнца при наблюдении из различных точек Земли, разнесенных по широте. Так как Венера проходит не через центр солнечного диска, то по времени прохождения можно установить длину хорды видимого пути планеты, а по различию этих величин, измеренных в разных точках Земли определить угловое смещение планеты относительно диска Солнца – ее параллакс, а значит, и расстояние до планеты. При этом наблюдения были достаточно просты и для их проведения требовались только телескоп и часы.

В 1761 г. при наблюдении прохождения Венеры неожиданное открытие сделал, как утверждает история, наш родной М. В. Ломоносов. В тот год для наблюдения транзита Венеры, чтобы измерить ее параллакс, во все части света отправились многочисленные академические экспедиции с самыми квалифицированными астрономами. Ломоносову в тот момент было уже около 50 лет, он болел, плохо видел, и никуда не поехал – остался наблюдать явление в простенький телескоп из окна своего дома в Санкт-Петербурге. И он единственный из всего этого огромного количество наблюдателей заметил удивительное явление.

Когда темный диск Венеры подходил к краю солнечного диска, перед ним вырос, как написал Ломоносов, пупырь, яркий ободок. Это было преломление солнечных лучей в атмосфере Венеры. Ломоносов совершенно верно интерпретировал увиденное, тогда он и написал, что у Венеры знатная атмосфера. Загадка в том, как, учитывая все условия, он мог увидеть то, что сейчас можно увидеть отчетливо только при помощи суперсовременного вакуумного телескопа? Видимо, сработала интуиция – все-таки, великий ум.

Если бы наличие у Венеры атмосферы не подтвердилось, ничего страшного, Ломоносов не утратил свой статус в научном мире. Но атмосфера у Венеры есть, поэтому значение гения Ломоносова в научном мире еще больше утвердилось. Это явление во всем мире называется «явлением Ломоносова», и мы его используем, когда изучаем далекие планеты – экзопланеты, находящиеся у других звезд.

Видео:Конфигурации планетСкачать

Истинное движение планет

Видимое движение планеты складывается из движения в пространстве наблюдателя и самой планеты. Вот посмотрите, как в 2007 г. Марс «гулял» на фоне звездного неба.

Ехал-ехал, остановился, поехал назад, вновь остановился, а затем продолжил движение вперед. Как-то странно он себя ведет, не правда ли? А ничего странного в этом нет, если вспомнить, что мы наблюдаем его с движущейся Земли.

Марс обращается по своей орбите в одном направлении, не меняя его. Мы вместе с Землей обращаемся вокруг Солнца в том же направлении, но движение Земли происходит быстрее и по более короткой орбите. При этом оно складывается с более медленным движением Марса по более длинной орбите. Вот и получаются в сумме такие «кренделя», которые сильно озадачивали древних астрономов. Вся грандиозная картина звездного неба движется идеально равномерно, а планеты на фоне звезд блуждают туда-сюда. Нужно было как-то объяснить такое поведение планет и научиться его прогнозировать, создав для этого математическую теорию. И создали, взяв за основу простую механическую модель. Планета равномерно обращается по малой окружности (эпицикл), центр которой движется по большой окружности (деферент), в центре которой, – кто бы сомневался! – располагается неподвижная Земля.

Складывая два равномерных круговых движения, получаем с точки зрения земного наблюдателя петлеобразную траекторию планеты. Гениально!

Окончательный вид этой теории придал во II веке н. э. греческий математик, астроном и географ Клавдий Птолемей в своем гениальном «Альмагесте».

Он довел эту модель до великолепного состояния. Птолемей понимал, что видимое движение планет значительно сложнее, чем можно изобразить с помощью одного эпицикла, насаженного на деферент. Значит, эту небесную «коробку передач» нужно было усложнить. На первый эпицикл Птолемей «посадил» второй эпицикл с иным периодом, размером и наклоном; на него – третий… Что вам это напоминает? Ну, конечно же, ряд Фурье! Любое циклическое движение можно разложить на сумму простых синусоидальных колебаний. Птолемей не знал фурье-анализа, но он интуитивно представлял сложное движение планет в виде серии простых синусоидальных (гармонических) колебаний. Все это изложено в книге Клавдия Птолемея «Альмагест, или Математическое сочинение в тринадцати томах». В переводе с древнегреческого на русский она впервые была издана в 1998 г. Хотите заработать комплекс неполноценности – попробуйте ее прочитать.

Теорией Птолемея ученые пользовались полторы тысячи лет, до эпохи Коперника – завидное долголетие для любой научной теории. Но Коперник задался вопросом, почему у разных планет много одинаковых эпициклов с одинаковыми периодами. Он предложил поместить в центр системы не Землю, а Солнце, поскольку понимал, что на самом деле мы наблюдатели и мы движемся, поэтому и планеты перед нашими глазами синхронно описывают петли. Коперник поместил в центр Солнце, но не смог отказаться от круговых орбит. Поэтому в его системе мира у планет сохранились некоторые эпициклы.

Теория Коперника была проще теории Птолемея. Почему же она не сразу завоевала признание ученых? Потому что она противоречила некоторым наблюдательным фактам. Если Земля совершает периодическое движение по орбите, то должны наблюдаться не только петли на траекториях планет, но и регулярное параллактическое смещение звезд, а его в ту эпоху заметить не удавалось. Во второй половине XVI в. точность астрономических наблюдений не превышала 1 минуты дуги, а параллаксы звезд, как мы теперь знаем, не превышают 1 угловой секунды. Астрономам понадобилось три с половиной столетия, чтобы изобрести телескоп, усовершенствовать свои методы наблюдения и повысить их точность в 100 раз, прежде чем они надежно зафиксировали параллаксы ближайших звезд. Но кто мог знать в эпоху Коперника, что звезды от нас так далеки!

Не знал этого и Тихо Браге – лучший астроном эпохи Коперника. Он был уверен в непревзойденной точности своих наблюдений, однако звездных параллаксов заметить не смог, а потому решил, что Земля стоит на месте. И ведь в рамках научного метода он был абсолютно прав. Сегодня, используя орбитальное движение Земли, мы измеряем расстояние до звезд именно по их параллактическому смещению. Но кто мог знать в ту эпоху, что оно такое маленькое?

Опираясь на наблюдения, Тихо Браге не позволил Земле сдвинуться с места, но и теория Коперника ему тоже нравилась своей элегантностью. Поэтому Тихо создал свою, эклектическую, модель мира: Земля покоится в центре, Луна и Солнце обращаются вокруг нее, а все остальные планеты – вокруг Солнца. В ту эпоху это была вполне научная теория, объяснявшая все наблюдательные факты. Но просуществовала она недолго. Молодой сотрудник Тихо Браге немецкий математик Иоганн Кеплер перевернул своими расчетами всю небесную механику.

К концу жизни Тихо Браге понял, что хоть он и первоклассный наблюдатель, но математик он слабый, а потому для обработки своих многолетних наблюдении пригласил Иоганна Кеплера – прекрасного математика с плохим зрением, человека, который ни разу в жизни не смотрел в телескоп. Вы знаете, что Кеплер, взяв за основу теорию Коперника, нашел для орбит наилучшую форму, которая объясняла их видимое движение – эллипс, и вывел эмпирические законы движения планет – Первый, Второй и Третий законы Кеплера.

Первые два закона описывают орбиту планеты и характер движения по ней, а третий закон связывает между собой орбитальные параметры двух разных планет одной системы. Вот эти законы:

1. Каждая планета обращается по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.
2. Каждая планета движется в плоскости, проходящей через центр Солнца, причем за равные промежутки времени радиус-вектор, соединяющий Солнце и планету, описывает равные площади.
3. Квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы больших полуосей орбит планет.

Эти эмпирические законы движения планет помогли Исааку Ньютону сформулировать закон всемирного тяготения (F

1/R2) и сами получили теоретическое обоснование в рамках ньютоновой механики. Ньютон уточнил и расширил законы Кеплера. Он доказал, что кроме эллиптических орбит, характерных для гравитационно связанных систем, возможно движение и по другим коническим сечениям – параболе и гиперболам, описывающим однократное сближение (пролет) двух гравитационно не связанных тел.

Второй закон Кеплера оказался частным случаем фундаментального закона природы о сохранении момента импульса в изолированной системе. А третий закон, сформулированный Кеплером для двух маломассивных тел (планеты 1 и 2), обращающихся вокруг одного массивного (звезда),

Ньютон обобщил на случай двух разных двойных систем (1 и 2) с произвольными массами компонентов (M₁, m₁ и M₂, m₂)

Астрономы с успехом применили эту формулу не только к спутниковым системам разных планет Солнечной системы, но и к двойным звездам, получив возможность определять их массы. Это сделало закон гравитации Ньютона поистине всемирным.

🎦 Видео

6. Видимое движение СолнцаСкачать

Многие солнцеподобные звезды съедают свои собственные планетыСкачать

Конфигурации планет. Что такое элонгация и квадратура?Скачать

Сутки и сезоны: что такое синодический и сидерический периоды и как движется ЗемляСкачать

Вращение планеты Земля | Лекции по астрофизике – Леонид Зотов | НаучпопСкачать

Наука и сон: Планеты иных звёзд (Экзопланеты).Скачать

Обнаружена первая планета у белого карликаСкачать

Бывают ли планеты освещенные не белым светом? 💡 #астрономия #космос #планеты #наука #знания #сурдинСкачать

САМАЯ БОЛЬШАЯ ПЛАНЕТА ВО ВСЕЛЕННОЙ...Скачать

Внутреннее строение Луны, звон лунных недр 🌖 #астрономия #космос #владимирсурдин #планета #nasaСкачать

Как найти планеты на небе города?Скачать

Физика 11 класс (Урок№31 - Солнечная система. Законы движения планет.)Скачать

Начало астрономии#6. Движение планет.Скачать