Relativität der mechanischen Bewegung. Grundlagen der Himmelsmechanik
In seiner nächsten Astronomie-Videolektion wird der Professor über die Bewegung von Himmelskörpern sowie die Charakterisierung des Planeten Jupiter sprechen.
Bewegung von Himmelskörpern
Sonne, Mond, Planeten, Sterne und alle anderen Himmelskörper, die wir beobachten, sind am Himmel ständig in Bewegung. Tag für Tag, Jahr für Jahr bewegen sie sich über den Himmel und beschreiben oft sehr komplexe Bewegungen. Diese Bewegungen sind nur ein sichtbares Abbild der tatsächlichen Bewegungen dieser Himmelskörper und unserer Erde in den grenzenlosen Weiten des Universums. Die Erde und die Planeten bewegen sich im Weltraum um die Sonne und bilden das Sonnensystem. Die Sonne selbst ist Teil eines riesigen Sternensystems namens Galaxie und bewegt sich zusammen mit anderen Sternen im Weltraum um das Zentrum dieses Systems. Die Bewegung der Erde, der Planeten, der Sonne und anderer Himmelskörper wird hauptsächlich durch die Kräfte der gegenseitigen Anziehung zwischen diesen Himmelskörpern gesteuert. Das Gesetz dieser Wechselwirkung nennt man Gesetz universelle Schwerkraft wurde im 17. Jahrhundert vom großen englischen Wissenschaftler Isaac Newton entdeckt. Die Wissenschaft, die die Bewegungen von Himmelskörpern untersucht – die Himmelsmechanik, die auf dem Gesetz der universellen Gravitation basiert – hat bemerkenswerte Erfolge erzielt. Wir erstellen nun einen genauen „Bewegungsplan“ der Himmelskörper, der angibt, an welcher Stelle am Himmel sich ein bestimmter Himmelskörper zu einem bestimmten Zeitpunkt befinden sollte. Und tatsächlich erreichen Himmelskörper genau zur richtigen Zeit ihren Platz am Himmel und befolgen unseren „Zeitplan“.
Eigenschaften des Planeten Jupiter
Jupiter ist der fünfte Planet von der Sonne und der größte im Sonnensystem. Zusammen mit Saturn, Uranus und Neptun gilt Jupiter als Gasriese. Sein Äquatorradius beträgt 71,4 Tausend km, was dem 11,2-fachen des Erdradius entspricht. Jupiter ist der einzige Planet, dessen Massenschwerpunkt mit der Sonne außerhalb der Sonne liegt und etwa 7 % des Sonnenradius von ihr entfernt ist. Die Masse des Jupiter ist 2,47-mal größer als die Gesamtmasse aller anderen Planeten Sonnensystem Zusammengenommen ist die Masse 317,8-mal so groß wie die Masse der Erde und etwa 1000-mal kleiner als die Masse der Sonne. Die Dichteeigenschaften von Jupiter zeigen, dass er ungefähr der Dichte der Sonne entspricht und 4,16-mal geringer ist als die Dichte der Erde. Darüber hinaus ist die Schwerkraft auf seiner Oberfläche, die üblicherweise als oberste Wolkenschicht angesehen wird, mehr als 2,4-mal größer als die auf der Erde. Wenn Jupiters Masse das Vierfache seiner tatsächlichen Masse betragen würde, würde die Dichte des Planeten so stark zunehmen, dass die Größe des Planeten unter dem Einfluss der zunehmenden Schwerkraft stark reduziert würde. Somit scheint Jupiter den maximalen Durchmesser zu haben, den ein Planet mit einer ähnlichen Struktur und Geschichte haben könnte. Bei weiterer Massenzunahme würde sich die Kontraktion fortsetzen, bis Jupiter im Zuge der Sternentstehung zu einem Braunen Zwerg mit etwa dem 50-fachen seiner jetzigen Masse würde. Dies gibt Astronomen Anlass, Jupiter als „gescheiterten Stern“ zu betrachten. Allerdings ist unklar, ob die Entstehungsprozesse von Planeten wie Jupiter denen ähneln, die zur Entstehung von Doppelsternsystemen führen. Obwohl Jupiter 75-mal massereicher sein müsste, um ein Stern zu werden, ist der Durchmesser des kleinsten bekannten Roten Zwergs nur 30 % größer.
Newton analysierte die von Kepler entdeckten Gesetze der Planetenbewegung und begründete das Gesetz der universellen Gravitation. Nach diesem Gesetz werden, wie Sie bereits aus Ihrem Physikstudium wissen, alle Körper im Universum mit einer Kraft zueinander angezogen, die direkt proportional zum Produkt ihrer Massen und umgekehrt proportional zum Quadrat des Abstands zwischen ihnen ist:
Hier sind die Massen zweier Körper, der Abstand zwischen ihnen, der Proportionalitätskoeffizient, der als Gravitationskonstante bezeichnet wird. Sein Zahlenwert hängt von den Einheiten ab, in denen Kraft, Masse und Weg ausgedrückt werden. Das Gesetz der universellen Gravitation erklärt die Bewegung von Planeten und Kometen um die Sonne, die Bewegung von Satelliten um Planeten, Doppel- und Mehrfachsterne um ihren gemeinsamen Massenschwerpunkt.
Die Keplerschen Gesetze werden nur dann strikt eingehalten, wenn die Bewegung zweier isolierter Körper unter dem Einfluss ihrer gegenseitigen Anziehung betrachtet wird. Es gibt viele Planeten im Sonnensystem, alle werden nicht nur von der Sonne angezogen, sondern ziehen sich auch gegenseitig an, sodass ihre Bewegungen nicht genau den Keplerschen Gesetzen gehorchen.
Abweichungen von der Bewegung, die streng nach den Keplerschen Gesetzen auftreten würden, werden Störungen genannt. Im Sonnensystem sind Störungen gering, da die Anziehungskraft jedes einzelnen Planeten durch die Sonne viel stärker ist als die Anziehungskraft anderer Planeten.
Die größte Störung im Sonnensystem wird vom Planeten Jupiter verursacht, der etwa 300-mal massereicher als die Erde ist. Jupiter hat einen besonders starken Einfluss auf die Bewegung von Asteroiden und Kometen, wenn diese ihm nahe kommen. Insbesondere wenn die Beschleunigungsrichtungen des Kometen, die durch die Anziehungskraft von Jupiter und Sonne verursacht werden, zusammenfallen, kann der Komet eine solche entwickeln höhere Geschwindigkeit, die sich entlang der Hyperbel bewegt und das Sonnensystem für immer verlassen wird. Es gab Fälle, in denen die Schwerkraft des Jupiter den Kometen zurückhielt, die Exzentrizität seiner Umlaufbahn kleiner wurde und die Umlaufzeit stark abnahm.
Bei der Berechnung der scheinbaren Positionen von Planeten müssen Störungen berücksichtigt werden. Jetzt helfen elektronische Hocbei solchen Berechnungen. Beim Start künstlicher Himmelskörper und bei der Berechnung ihrer Flugbahnen wird die Bewegungstheorie von Himmelskörpern, insbesondere die Störungstheorie, verwendet.
Die Fähigkeit, automatische interplanetare Stationen entlang gewünschter, vorberechneter Flugbahnen zu schicken und sie unter Berücksichtigung von Bewegungsstörungen zum Ziel zu bringen – all dies sind anschauliche Beispiele für die Erkennbarkeit der Naturgesetze. Der Himmel, der nach Ansicht der Gläubigen der Wohnsitz der Götter ist, ist zur Arena geworden Menschliche Aktivität genau wie die Erde. Die Religion hat sich immer gegen die Erde und den Himmel gestellt und den Himmel für unzugänglich erklärt. Doch der Mensch erhob sich nicht nur über die Vögel, sondern überwand auch die Schwerkraft. Zwischen den Planeten bewegen sich nun vom Menschen geschaffene künstliche Himmelskörper, die er direkt oder per Funk aus großer Entfernung steuern kann.
2. Entdeckung von Neptun.
Einer von leuchtende Beispiele Errungenschaften der Wissenschaft, einer der Beweise für die unbegrenzte Erkenntnis der Natur, war die Entdeckung des Planeten Neptun durch Berechnungen – „mit der Spitze einer Feder“.
Uranus, der Planet neben Saturn, der viele Jahrhunderte lang als der am weitesten entfernte Planet galt, wurde schließlich von W. Herschel entdeckt
XVIII Jahrhundert Mit bloßem Auge ist Uranus kaum zu erkennen. Mit 40 Jahren
19. Jahrhundert Genaue Beobachtungen haben gezeigt, dass Uranus unter Berücksichtigung der Störungen aller bekannten Planeten kaum merklich von der Bahn abweicht, der er folgen sollte. Damit wurde die so strenge und genaue Theorie der Bewegung von Himmelskörpern auf die Probe gestellt.
Le Verrier (in Frankreich) und Adams (in England) schlugen vor, dass, wenn Störungen durch die bekannten Planeten die Abweichung in der Bewegung von Uranus nicht erklären, diese durch die Anziehungskraft eines noch unbekannten Körpers beeinflusst wird. Sie berechneten fast gleichzeitig, wo sich hinter Uranus ein unbekannter Körper befinden sollte, der mit seiner Schwerkraft diese Abweichungen hervorruft. Sie berechneten die Umlaufbahn des unbekannten Planeten, seine Masse und gaben an, an welcher Stelle am Himmel gegebene Zeit Es muss einen unbekannten Planeten gegeben haben. Dieser Planet wurde 1846 durch ein Teleskop an der angegebenen Stelle gefunden. Er erhielt den Namen Neptun. Neptun ist mit bloßem Auge nicht sichtbar. So führte die angedeutete Meinungsverschiedenheit zwischen Theorie und Praxis, die die Autorität der materialistischen Wissenschaft zu untergraben schien, zu ihrem Triumph.
3. Das Konzept der Gezeitentheorie.
Unter dem Einfluss der gegenseitigen Anziehung von Partikeln neigt der Körper dazu, die Form einer Kugel anzunehmen. Die Form der Sonne, der Planeten, ihrer Satelliten und Sterne ist daher nahezu kugelförmig. Die Rotation von Körpern (wie Sie aus physikalischen Experimenten wissen) führt zu deren Abflachung und Kompression entlang der Rotationsachse. Daher ist es an den Polen leicht komprimiert Erde, und der schnell rotierende Jupiter und Saturn sind am stärksten komprimiert.
Aber auch die Form von Planeten kann sich durch die Wirkung gegenseitiger Anziehungskräfte verändern. Ein kugelförmiger Körper (Planet) bewegt sich als Ganzes unter dem Einfluss der Anziehungskraft eines anderen Körpers, als ob die gesamte Schwerkraft auf seinen Mittelpunkt einwirken würde. Allerdings sind einzelne Teile des Planeten unterschiedlich weit vom anziehenden Körper entfernt, sodass auch die Erdbeschleunigung in ihnen unterschiedlich ist, was zur Entstehung von Kräften führt, die dazu neigen, den Planeten zu verformen. Der Beschleunigungsunterschied, der durch die Anziehung eines anderen Körpers an einem bestimmten Punkt und im Zentrum des Planeten verursacht wird, wird Gezeitenbeschleunigung genannt.
Betrachten Sie zum Beispiel das Erde-Mond-System. Das gleiche Massenelement im Erdmittelpunkt wird vom Mond schwächer angezogen als auf der dem Mond zugewandten Seite und stärker als auf der gegenüberliegenden Seite. Dadurch wird die Erde und vor allem die Wasserhülle der Erde entlang der Verbindungslinie zum Mond leicht in beide Richtungen gedehnt. In Abbildung 28 ist der Klarheit halber dargestellt, dass der Ozean die gesamte Erde bedeckt. An Punkten, die auf der Linie Erde – Mond liegen, ist der Wasserstand am höchsten – es gibt Gezeiten. Entlang des Kreises, dessen Ebene senkrecht zur Richtung der Erde-Mond-Linie steht und durch den Erdmittelpunkt verläuft, ist der Wasserstand am niedrigsten – es herrscht Ebbe. Durch die tägliche Erdrotation gelangen abwechselnd verschiedene Orte auf der Erde in den Gezeitenbereich. Es ist leicht zu verstehen, dass es pro Tag zwei Flut- und zwei Ebbezeiten geben kann.
Die Sonne verursacht auch auf der Erde Ebbe und Flut, aber aufgrund der großen Entfernung zur Sonne sind diese kleiner als die Mondschwankungen und weniger auffällig.
Riesige Wassermengen bewegen sich mit den Gezeiten. Derzeit beginnen sie, die enorme Energie des Wassers zu nutzen, das bei den Gezeiten an den Küsten der Ozeane und offenen Meere entsteht.
Die Achse der Gezeitenvorsprünge sollte immer auf den Mond gerichtet sein. Wenn sich die Erde dreht, neigt sie dazu, die Wassergezeitenwölbung zu drehen. Da sich die Erde viel schneller um ihre Achse dreht als der Mond um die Erde, zieht der Mond sie zu sich heran. Zwischen dem Wasser und dem festen Meeresboden entsteht Reibung. Dadurch entsteht die sogenannte Gezeitenreibung. Es verlangsamt die Rotation der Erde und der Tag wird mit der Zeit länger (früher waren es nur 5-6 Stunden). Starke Gezeiten, die die Sonne auf Merkur und Venus verursacht, scheinen der Grund für ihre extrem langsame Rotation um ihre Achse zu sein. Starke, von der Erde verursachte Gezeiten verlangsamten die Rotation des Mondes so sehr, dass er immer mit einer Seite der Erde zugewandt ist. Unter dem Einfluss der Mondgezeiten verlangsamt die Erde auch allmählich ihre Rotation. Nach den Gesetzen der Mechanik (dem Gesetz der Drehimpulserhaltung) führt die Verlangsamung der Erdrotation dazu, dass sich der Mond von der Erde entfernt. Nach vielen Millionen Jahren wird auch die Erde eine Seite sein, die dem Mond zugewandt ist. Ein irdischer Tag entspricht dann einem Monat, was deutlich länger ist als die Dauer des modernen Umlaufs des Mondes um die Erde. So sind die Gezeiten Wichtiger Faktor Entwicklung der Himmelskörper.
4. Bestimmung der Massen von Himmelskörpern.
Die Masse ist eines der wichtigsten Merkmale von Himmelskörpern. Doch wie lässt sich die Masse eines Himmelskörpers bestimmen? Newton hat bewiesen, dass eine genauere Formel für das dritte Keplersche Gesetz lautet:
Wo sind die Massen aller Himmelskörper bzw. die Massen ihrer Satelliten? Insbesondere sind die Planeten Satelliten der Sonne. Wir sehen, dass sich die verfeinerte Formel dieses Gesetzes von der Näherungsformel unterscheidet, wenn ein Faktor vorhanden ist, der Massen enthält. Wenn wir die Masse der Sonne und die Massen zweier verschiedener Planeten meinen, dann wird das Verhältnis kaum von Eins abweichen, da sie im Vergleich zur Masse der Sonne sehr klein sind. In diesem Fall wird die genaue Formel nicht merklich von der ungefähren abweichen.
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Sichtbare Bewegungen von Himmelskörpern Der Raum ist alles, was ist, was jemals war und jemals sein wird. Carl Sagan.Folie 2
Seit der Antike beobachten Menschen solche Phänomene am Himmel wie die sichtbare Rotation des Sternenhimmels, die wechselnden Mondphasen, den Auf- und Untergang von Himmelskörpern, die sichtbare Bewegung der Sonne über den Himmel während des Tages, Sonnenfinsternisse, Veränderungen der Höhe der Sonne über dem Horizont im Laufe des Jahres, Mondfinsternisse. Es war klar, dass all diese Phänomene in erster Linie mit der Bewegung von Himmelskörpern zusammenhingen, deren Natur die Menschen mit Hilfe einfacher visueller Beobachtungen zu beschreiben versuchten, deren richtiges Verständnis und Erklärung Jahrhunderte brauchte, um sich zu entwickeln.
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Die ersten schriftlichen Erwähnungen von Himmelskörpern erschienen in antikes Ägypten und Sumer. Die Alten unterschieden drei Arten von Körpern am Firmament: Sterne, Planeten und „Schwanzsterne“. Die Unterschiede ergeben sich genau aus Beobachtungen: Sterne bleiben im Verhältnis zu anderen Sternen ziemlich lange bewegungslos. Daher glaubte man, dass die Sterne auf der Himmelssphäre „fixiert“ seien. Wie wir jetzt wissen, „zeichnet“ jeder Stern aufgrund der Erdrotation einen „Kreis“ am Himmel.
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Planeten hingegen bewegen sich über den Himmel und ihre Bewegung ist sichtbar bloßes Auge innerhalb von ein bis zwei Stunden. Schon in Sumer wurden 5 Planeten gefunden und identifiziert: Merkur,
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„Schwanzige“ Sterne eines Kometen. Sie erschienen selten und symbolisierten Probleme.
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Konfiguration ist die charakteristische relative Position des Planeten, der Sonne und der Erde. Der Ekli-Vogel ist ein großer Kreis der Himmelssphäre, entlang dem die sichtbare jährliche Bewegung der Sonne stattfindet. Dementsprechend ist die Ekliptikebene die Rotationsebene der Erde um die Sonne. Die unteren (inneren) Planeten bewegen sich auf einer Umlaufbahn schneller als die Erde, und die oberen (externen) sind langsamer. Lassen Sie uns die Konzepte von Beton vorstellen physikalische Quantitäten, charakterisiert die Bewegung der Planeten und ermöglicht einige Berechnungen:
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Perihel (altgriechisch περί „peri“ – um, um, nahe, altgriechisch ηλιος „helios“ – Sonne) ist der Punkt der Umlaufbahn eines Planeten oder eines anderen Himmelskörpers des Sonnensystems, der der Sonne am nächsten liegt. Das Antonym des Perihels ist Apohelium (Aphel) – der Punkt der Umlaufbahn, der am weitesten von der Sonne entfernt ist. Die gedachte Linie zwischen Aphel und Perihel wird Apsidenlinie genannt. Siderisch (T-stellar) – der Zeitraum, in dem der Planet auf seiner Umlaufbahn relativ zu den Sternen eine vollständige Umdrehung um die Sonne durchführt. Synodisch (S) – der Zeitraum zwischen zwei aufeinanderfolgenden identischen Konfigurationen des Planeten
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Die drei Gesetze der Planetenbewegung relativ zur Sonne wurden zu Beginn des 17. Jahrhunderts vom deutschen Astronomen Johannes Kepler empirisch abgeleitet. Möglich wurde dies durch langjährige Beobachtungen des dänischen Astronomen Tycho Brahe
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Die scheinbare Bewegung der Planeten und der Sonne lässt sich am einfachsten im Bezugssystem der Sonne beschreiben. Dieser Ansatz wurde als heliozentrisches Weltsystem bezeichnet und vom polnischen Astronomen Nikolaus Kopernikus (1473–1543) vorgeschlagen.
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In der Antike und bis zu Kopernikus glaubte man, dass sich die Erde im Zentrum des Universums befände und alle Himmelskörper sich auf komplexen Flugbahnen um sie drehten. Dieses Weltsystem wird als geozentrisches Weltsystem bezeichnet.
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Die komplexe scheinbare Bewegung der Planeten auf der Himmelssphäre wird durch die Rotation der Planeten des Sonnensystems um die Sonne verursacht. Das Wort „Planet“ selbst bedeutet in der Übersetzung aus dem Altgriechischen „Wanderer“ oder „Landstreicher“. Die Flugbahn eines Himmelskörpers wird Umlaufbahn genannt. Die Bewegungsgeschwindigkeit der Planeten auf Umlaufbahnen nimmt ab, wenn sich die Planeten von der Sonne entfernen. Die Art der Bewegung des Planeten hängt davon ab, zu welcher Gruppe er gehört. Daher werden die Planeten in Bezug auf die Umlaufbahn und die Sichtverhältnisse von der Erde aus in innere (Merkur, Venus) und äußere (Mars, Saturn, Jupiter, Uranus, Neptun, Pluto) bzw. in Bezug auf die Erde unterteilt Umlaufbahn, in untere und obere.
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Da sich bei der Beobachtung von der Erde aus auch die Bewegung der Planeten um die Sonne mit der Bewegung der Erde auf ihrer Umlaufbahn überlagert, bewegen sich die Planeten am Himmel entweder von Ost nach West (direkte Bewegung) oder von West nach Ost (rückläufige Bewegung). Momente der Richtungsänderung werden Stopps genannt. Wenn Sie diesen Weg auf einer Karte einzeichnen, erhalten Sie eine Schleife. Je größer der Abstand zwischen Planet und Erde ist, desto kleiner ist die Schleife. Die Planeten beschreiben Schleifen und bewegen sich nicht einfach entlang einer Linie hin und her, allein aufgrund der Tatsache, dass die Ebenen ihrer Umlaufbahnen nicht mit der Ebene der Ekliptik zusammenfallen. Dieses komplexe Schleifenmuster wurde erstmals anhand der scheinbaren Bewegung der Venus beobachtet und beschrieben.
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Es ist eine bekannte Tatsache, dass die Bewegung bestimmter Planeten von der Erde aus genau beobachtet werden kann bestimmte Zeit Dies ist auf ihre zeitliche Position am Sternenhimmel zurückzuführen. Die Konfigurationen der inneren und äußeren Planeten sind unterschiedlich: Für die unteren Planeten sind dies Konjunktionen und Elongationen (die größte Winkelabweichung der Planetenbahn von der Umlaufbahn der Sonne), für die oberen Planeten sind es Quadraturen, Konjunktionen und Oppositionen. Im Erde-Mond-Sonne-System tritt bei der unteren Konjunktion ein Neumond und bei der oberen Konjunktion ein Vollmond auf.
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Für die obere (äußere) Konjunktion – der Planet hinter der Sonne, auf der Sonne-Erde-Linie (M 1). Opposition – der Planet hinter der Erde von der Sonne – beste Zeit Bei Beobachtungen der äußeren Planeten wird er vollständig von der Sonne beleuchtet (M 3). Westliches Quadrat – der Planet wird in westlicher Richtung beobachtet (M 4). östlich – beobachtet auf der Ostseite (M 2).
Astronomie
In diesem Abschnitt werden wir die Struktur des Sonnensystems, die Gesetze, die die Bewegung der Planeten beschreiben, die Erscheinungsformen der Gravitationswechselwirkung im Erde-Mond-System untersuchen, physikalische Eigenschaften Sonne und Sterne. Mithilfe der bekannten Gesetze der Physik werden wir in die Tiefen der Sterne blicken und über deren Leben und Tod diskutieren. Lassen Sie uns herausfinden, was nach dem Tod der Sonne und massereicherer Sterne übrig bleibt. Durch die Erforschung der Welt der Galaxien können wir erfahren, wie die Milchstraße funktioniert und wo Sterne entstehen. Wir werden untersuchen, wie die beobachtete Rotverschiebung in den Spektren von Galaxien auf die Expansion des Universums als Ganzes hinweist und dass die beobachtete CMB-Strahlung, die das gesamte Universum erfüllt, darauf hindeutet, dass das Universum in der Vergangenheit nicht nur dicht, sondern auch heiß war. Sehen wir uns an, wie uns die Kenntnis der Gesetze der Himmelsmechanik ermöglicht, die Bewegung nicht nur von Planeten, sondern auch von künstlichen Himmelskörpern zu simulieren.
Sonnensystem
Die komplexen scheinbaren Schleifenbewegungen von Planeten zwischen Sternen lassen sich durch die Bewegung der Erde und der Planeten um die Sonne erklären. Die komplexe Natur der Bewegung des Mondes um die Erde und der Erde um die Sonne erklärt den Wechsel der Mondphasen, das Phänomen von Ebbe und Flut sowie die Muster von Sonnen- und Sonneneinstrahlung Mondfinsternisse.
Scheinbare Bewegungen von Himmelskörpern
In einer dunklen Nacht können wir am Himmel etwa 2.500 Sterne sehen (davon 5.000 in der unsichtbaren Hemisphäre), die sich in Helligkeit und Farbe unterscheiden. Sie scheinen mit der Himmelssphäre verbunden zu sein und kreisen mit ihr um die Erde. Um zwischen ihnen navigieren zu können, wurde der Himmel in 88 Sternbilder unterteilt. Im II. Jahrhundert. Chr e. Hipparchus teilte Sterne nach ihrer Helligkeit in Sterngrößen ein; er klassifizierte die hellsten Sterne als erste Größe (1 m) und die schwächsten, mit bloßem Auge kaum sichtbaren, als 6 m. Im Sternbild werden Sterne mit griechischen Buchstaben bezeichnet; einige der hellsten Sterne haben eigene Namen. Der Nordstern - α Ursa Minor hat also eine Helligkeit von 2 m. Am meisten heller Stern Der Nordhimmel von Vega-α Lyrae hat eine Helligkeit von etwa 0 m.
Einen besonderen Platz unter den Sternbildern nahm 12 ein Tierkreiskonstellationen, durch die die Jahresbahn der Sonne verläuft - Ekliptik. So bewegt sich die Sonne im März durch das Sternbild Fische, im Mai durch den Stier, im August durch den Löwen und im November durch den Skorpion.
Derzeit verwenden Astronomen verschiedene Himmelskoordinatensysteme, um zwischen den Sternen zu navigieren. Eines davon ist das äquatoriale Koordinatensystem. Es basiert auf Himmelsäquator- Projektion des Erdäquators auf die Himmelssphäre.
Die Ekliptik und der Äquator schneiden sich an zwei Punkten: der Frühlings- (ϒ) und der Herbst-Tagundnachtgleiche (ϒ).
Der Punkt der Frühlings-Tagundnachtgleiche befindet sich im Sternbild Fische und dient als Ausgangspunkt, von dem aus die Rektaszensionskoordinate, üblicherweise mit dem Buchstaben α bezeichnet, gegen den Uhrzeigersinn gemessen wird. Diese Koordinate ist analog zum Längengrad in geografischen Koordinaten. Es ist in der Astronomie üblich Rektaszension wird in Stundeneinheiten gemessen, nicht in Grad. In diesem Fall wird davon ausgegangen, dass der Vollkreis 24 Stunden beträgt. Die zweite Koordinate der Leuchte beträgt δ Deklination- ist ein Analogon des Breitengrades, in dem er gemessen wird Gradmaß. So hat der Stern Altair (α Orla) die Koordinaten α = 19 h 48 m 18 s Deklination δ = +8°44'. Die gemessenen Koordinaten von Sternen werden in Katalogen gespeichert und daraus Sternenkarten erstellt, die Astronomen bei der Suche verwenden für die notwendigen Leuchten.
Gegenseitige Übereinkunft Die Sterne am Himmel verändern sich nicht, sie tun es täglicher Wechsel zusammen mit der Himmelssphäre. Die Planeten vollziehen zusammen mit ihrer täglichen Rotation eine langsame Bewegung zwischen den Sternen, was ihrem Namen gerecht wird (planetas auf Griechisch – wandernder Stern).
Die scheinbare Bahn der Planeten am Himmel ist schleifenförmig. Die Größen der von den Planeten beschriebenen Schleifen sind unterschiedlich. Die Abbildung zeigt die scheinbare Schleifenbewegung des Mars, die 79 Tage dauert.
Die scheinbare Bewegung der Planeten und der Sonne lässt sich am einfachsten im Bezugssystem der Sonne beschreiben. Dieser Ansatz heißt heliozentrisches System der Welt und wurde vom polnischen Astronomen Nikolaus Kopernikus (1473-1543) vorgeschlagen.
In diesem System wird die tägliche Bewegung des Firmaments durch die Rotation der Erde um ihre Achse erklärt, die jährliche Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik durch die Bewegung der Erde um die Sonne und die von den Planeten beschriebenen Schleifen durch die Addition der Bewegungen der Erde und der Planeten. Nur der Mond bewegt sich um die Erde. Kopernikus berechnete die Abstände der Planeten zur Sonne.
In der Astronomie wird die durchschnittliche Entfernung von der Erde zur Sonne als Entfernungseinheit angenommen und als astronomische Einheit (AE), 1 AE, bezeichnet. e. = 150 10 6 km. Somit befindet sich Merkur in einer Entfernung von 0,39 AE von der Erde. e., und Saturn befindet sich in einer Entfernung von 9,54 a. e.
In der Antike und bis zu Kopernikus glaubte man, dass sich die Erde im Zentrum des Universums befände und alle Himmelskörper sich auf komplexen Flugbahnen um sie drehten. Dieses Weltsystem wird als geozentrisches Weltsystem bezeichnet.
Nachweis der Bewegung der Erde um die Sonne und Bestimmung der Entfernungen zu den Sternen.
Wenn sich die Erde um die Sonne dreht, sollten sich nahegelegene Sterne periodisch vor dem Hintergrund weiter entfernter Sterne verschieben. Diese Verschiebung heißt parallaktisch, und der Winkel π, bei dem der Radius der Erdumlaufbahn vom Stern aus sichtbar ist, heißt Parallaxe. Wie aus der obigen Abbildung ersichtlich ist, beträgt die Entfernung zum Stern
Da die Parallaxe von Sternen klein ist, haben wir den Sinus eines kleinen Winkels durch den Winkel selbst ersetzt, ausgedrückt im Bogenmaß, und sind dann vom Bogenmaß zum Gradmaß übergegangen, wobei wir berücksichtigt haben, dass 1 rad = 206.265". In der Astronomie ist es das Es ist üblich, die Entfernung zu Sternen zu messen Parsecs(PC).
1 Stück = 206 265 a 0 = 206 265 150 10 6 km = 3 10 13 km.
Wenn also die Parallaxe in Bogensekunden und die Entfernung zum Stern in Parsec gemessen wird, dann ist die Beziehung zwischen beiden gleich
Erst in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts. Es war möglich, Parallaxen und Abstände zu Sternen zu messen und so die Theorie von Kopernikus durch Beobachtungen zu bestätigen. Somit hat der uns am nächsten gelegene Stern, ein Centauri, eine Parallaxe von π = 0,751", die Entfernung zu ihm beträgt also r = 1,33 pc = 4 · 10 · 13 km.
>> Scheinbare Bewegungen von Himmelskörpern
ASTRONOMIE
In diesem Abschnitt werden wir die Struktur des Sonnensystems, die Gesetze, die die Bewegung der Planeten beschreiben, die Erscheinungsformen der Gravitationswechselwirkung im Erde-Mond-System und die physikalischen Eigenschaften der Sonne und der Sterne untersuchen. Mithilfe der bekannten Gesetze der Physik werden wir in die Tiefen der Sterne blicken und über deren Leben und Tod diskutieren. Lassen Sie uns herausfinden, was nach dem Tod der Sonne und massereicherer Sterne übrig bleibt. Durch die Erforschung der Welt der Galaxien können wir erfahren, wie die Milchstraße funktioniert und wo Sterne entstehen. Wir werden untersuchen, wie die beobachtete Rotverschiebung in den Spektren von Galaxien auf die Expansion des Universums als Ganzes hinweist und dass die beobachtete CMB-Strahlung, die das gesamte Universum erfüllt, darauf hindeutet, dass das Universum in der Vergangenheit nicht nur dicht, sondern auch heiß war. Sehen wir uns an, wie uns die Kenntnis der Gesetze der Himmelsmechanik ermöglicht, die Bewegung nicht nur von Planeten, sondern auch von künstlichen Himmelskörpern zu simulieren.
Kapitel 15. SOLARSYSTEM
Aus dem Text dieses Kapitels erfahren wir, dass die komplexen scheinbaren schleifenartigen Bewegungen der Planeten zwischen den Sternen durch die Bewegung der Erde und der Planeten um die Sonne erklärt werden. Wir erfahren, dass die komplexe Natur der Bewegung des Mondes um die Erde und der Erde um die Sonne den Wechsel der Mondphasen, das Phänomen von Ebbe und Flut sowie die Muster von Sonnen- und Mondfinsternissen erklärt. Lassen Sie uns die Zusammensetzung des Sonnensystems untersuchen.
§ 116 Sichtbare Bewegungen der Himmelskörper
In einer dunklen Nacht können wir am Himmel etwa 2.500 Sterne sehen (davon 5.000 in der unsichtbaren Hemisphäre), die sich in Helligkeit und Farbe unterscheiden. Sie scheinen mit der Himmelssphäre verbunden zu sein und kreisen mit ihr um die Erde. Um zwischen ihnen navigieren zu können, wurde der Himmel in 88 Sternbilder unterteilt. Im II. Jahrhundert. Chr e. Hipparchus teilte Sterne nach ihrer Helligkeit in Sterngrößen ein; er klassifizierte die hellsten Sterne als erste Größe (1 m) und die schwächsten, mit bloßem Auge kaum sichtbaren, als 6 m. Im Sternbild werden Sterne mit griechischen Buchstaben bezeichnet; einige der hellsten Sterne haben eigene Namen. Der Polarstern – Ursa Minor – hat also eine Helligkeit von 2 m. Der hellste Stern am Nordhimmel, Vega Lyrae, hat eine Helligkeit von etwa Om.
Einen besonderen Platz unter den Sternbildern nahmen die 12 Tierkreissternbilder ein, durch die die Jahresbahn der Sonne verläuft – die Ekliptik. So bewegt sich die Sonne im März durch das Sternbild Fische, im Mai durch den Stier, im August durch den Löwen und im November durch den Skorpion.
Derzeit verwenden Astronomen verschiedene Himmelskoordinatensysteme, um zwischen den Sternen zu navigieren. Eines davon ist das äquatoriale Koordinatensystem (Abb. 15.1). Es basiert auf dem Himmelsäquator – der Projektion des Erdäquators auf die Himmelssphäre.
Die Ekliptik und der Äquator schneiden sich an zwei Punkten: der Frühlings-Tagundnachtgleiche.
Der Punkt der Frühlings-Tagundnachtgleiche befindet sich im Sternbild Fische und dient als Ausgangspunkt, von dem aus die Rektaszensionskoordinate, die normalerweise mit dem Buchstaben bezeichnet wird, entgegen dem Uhrzeigersinn gemessen wird. Diese Koordinate ist analog zum Längengrad in geografischen Koordinaten. In der Astronomie ist es üblich, die Rektaszension nicht in Grad, sondern in Stundeneinheiten zu messen. Es wird davon ausgegangen, dass ein vollständiger Kreis 24 Stunden dauert.
Die zweite Koordinate der Leuchte – die Deklination – ist ein Analogon zum Breitengrad; sie wird in Grad gemessen. So hat der Stern Altair (Orla) Koordinaten = 19 h 48 m 18 s, Deklination = + 8°44". Die gemessenen Koordinaten von Sternen werden in Katalogen gespeichert und daraus Sternkarten erstellt (Abb. 15.2), die werden von Astronomen bei der Suche nach den notwendigen Leuchten verwendet.
Die relative Position der Sterne am Himmel ändert sich nicht; sie rotieren täglich zusammen mit der Himmelssphäre. Die Planeten vollziehen zusammen mit ihrer täglichen Rotation eine langsame Bewegung zwischen den Sternen, was ihrem Namen gerecht wird (planetas auf Griechisch – wandernder Stern).
Die scheinbare Bahn der Planeten am Himmel ist schleifenförmig. Die Größen der von den Planeten beschriebenen Schleifen sind unterschiedlich. Abbildung 15.3 zeigt die scheinbare Schleifenbewegung des Mars, die 79 Tage dauert.
Die scheinbare Bewegung der Planeten und der Sonne lässt sich am einfachsten im Bezugssystem der Sonne beschreiben. Dieser Ansatz wurde als heliozentrisches Weltsystem bezeichnet und vom polnischen Astronomen Nikolaus Kopernikus (1473–1543) vorgeschlagen.
In diesem System wird die tägliche Bewegung des Himmels durch die Rotation der Erde um ihre Achse erklärt, die jährliche Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik durch die Bewegung der Erde um die Sonne und die von den Planeten beschriebenen Schleifen durch die Addition der Bewegungen der Erde und der Planeten (siehe Abb. 15.3). Nur der Mond bewegt sich um die Erde. Kopernikus berechnete die Abstände der Planeten zur Sonne.
In der Astronomie wird die durchschnittliche Entfernung von der Erde zur Sonne als Entfernungseinheit angenommen und als astronomische Einheit (AE), 1 AE, bezeichnet. e. = 150 10 6 km. Somit befindet sich Merkur in einer Entfernung von 0,39 AE von der Erde. e., und Saturn befindet sich in einer Entfernung von 9,54 a. e.
In der Antike und bis zu Kopernikus glaubte man, dass sich die Erde im Zentrum des Universums befände und alle Himmelskörper sich auf komplexen Flugbahnen um sie drehten. Dieses Weltsystem wird als geozentrisches Weltsystem bezeichnet.
Nachweis der Bewegung der Erde um die Sonne und Bestimmung der Entfernungen zu den Sternen. Wenn sich die Erde um die Sonne dreht, sollten sich nahegelegene Sterne periodisch vor dem Hintergrund weiter entfernter Sterne verschieben. Diese Verschiebung wird als parallaktisch bezeichnet, und der Winkel von 71°, bei dem der Radius der Erdumlaufbahn vom Stern aus sichtbar ist, wird als Parallaxe bezeichnet. Wie aus Abbildung 15.4 ersichtlich ist, ist die Entfernung zum Stern
Da die Parallaxe von Sternen klein ist, haben wir den Sinus des kleinen Winkels durch den Winkel selbst ersetzt, ausgedrückt im Bogenmaß, und dann vom Bogenmaß zum Gradmaß gewechselt, wobei wir berücksichtigt haben, dass 1 rad = 206.265". In der Astronomie ist es das Üblicherweise wird die Entfernung zu Sternen in Parsec (pc) gemessen.
1 Stück = 206 265 a o = 206 265 150 10 6 km = 3 10 13 km.
Wenn also die Parallaxe in Bogensekunden gemessen wird und die Entfernung zum Stern in Parsec, dann ist die Beziehung zwischen ihnen gleich
Erst in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts. Es war möglich, Parallaxen und Abstände zu Sternen zu messen und so die Theorie von Kopernikus durch Beobachtungen zu bestätigen. Der uns am nächsten gelegene Stern Centauri hat also eine Parallaxe von 0,751 Zoll, die Entfernung zu ihm beträgt also r = 1,33 pc 4 10 13 km.
Himmelskoordinaten werden verwendet, um die Positionen von Sternen zu bestimmen. Die komplexe schleifenartige Bewegung der Planeten wird durch die Bewegung der Erde und der Planeten um die Sonne erklärt, und die Beobachtung der jährlichen Parallaxe von Sternen bestätigt nicht nur den Umlauf der Erde um die Sonne, sondern ermöglicht auch die Bestimmung der Entfernungen zu ihnen.
1. Was wird der Himmelsäquator genannt)
2. Was ist die Ekliptik!
3. Wie unterscheidet sich das geozentrische System der Welt vom heliozentrischen?
4. Was ist Parsec!
