Солнечная система Гиенко Е Г кафедра

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. 1. В центре мира – Солнце. 2. Шарообразная Земля вращается вокруг оси. 3. 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, 2 – нижнее, верхнее соединения 3 3 - соединение (планеты невозможно наблюдать из-за Солнца) 2 5 ⊙ 1 7 4 4 – противостояние (наилучшие условия наблюдения верхних планет) 6 8 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 а c b ⊙ П a, b – большая, малая полуось; с – фокусное расстояние; Большая полуось орбиты – среднее расстояние планеты от Солнца; a = 1 а. е. (астрономическая единица) A – афелий, самая удаленная от Солнца точка орбиты; П – перигелий, ближайшая к Солнцу точка орбиты; - эксцентриситет, характеризует форму орбиты

Первый закон в формулировке Ньютона: Движение тела под действием тяготения может происходить по кривой конического сечения: окружность (e =0) эллипс (0 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

⊛ A SА S А= S П ⊛ ⊙ SП П при Dt. A = Dt. П Вывод из второго закона: скорость движения планеты вокруг Солнца не постоянна, максимальная – в перигелии, минимальная – в афелии

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 -11 Н⋅м 2/кг 2 – постоянная тяготения, а – большая полуось орбиты (среднее расстояние) Ускорение w планеты, направленное к Солнцу: Ускорение w 0 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. Возмущение Возмущающее тело ⊝ ⊙ Кеплерова (невозмущенная) орбита

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 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 1915 г : 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 PL - Persival Lovell Один из методов поиска планетных систем у других звезд – по возмущениям в их движении

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 1. Геометрический метод Коперника Расстояния до нижних планет: измерение угла ⊙ D элонгации a D = 1 a. e. ⋅ sin a Планета в 900⊛ элонгации 1 a. e. a Расстояния до верхних планет - по размерам петель, описываемых планетами на звездном небе

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 C D A Ба с зи B

4. Определение астрономической единицы. Параллакс Солнца Суточный параллакс Солнца P⊙ (планеты, Луны) – угол, ⊙ P⊙ под которым с Солнца R . (планеты, Луны) наблюдается = 1 а. е D радиус Земли. Может быть измерен. D = R /sin P⊙ , P⊙ - мал, P⊙≈ 8. 8 " sin P⊙ ≈ P⊙ (рад. ) = P⊙“/206265“, D = 206265“⋅R /P⊙“ 5. Радио- и свето- локация D = C⋅(Tприема – Tотправления)/2 1961 – 1963 гг – первая радиолокация Венеры и Меркурия

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 расс ед ояни т r– d Наблюдатель о ы ет план D – линейный диаметр Планета D = r⋅sin d, угол d – мал, sin d ≈ d(рад. ) = d“/206265“, D ≈ r⋅d “/206265“

Запуск космических аппаратов. Космические скорости

• http: //www. astronet. ru/db/msg/1170734