11 класс Дата____________________

Урок № ___

Тема урока: Видимое движение небесных тел. Законы Кеплера.

Цели:

образовательная : ввести понятия о мегамире и об астрономии – науке, его описывающей; определить и рассмотреть основные объекты мегамира; определить кинематическое описание движения планет и звезд; ввести новые понятия – небесный экватор, астрономическая единица, парсек, параллакс; ввести законы Кеплера;

развивающая : способствовать развитию формирования навыков описывать кинематическое движение планет;

воспитывающая: воспитывать интерес к предмету , управление своим вниманием, дисциплину.

Тип урока: комбинированный.

Оборудование: мультимедийная презентация, ПК.

Ход урока

1. Организационный момент.

Приветствие с учащимися, проверка присутствующих. Анализ контрольной работы.

2. Актуализация знаний.

Фронтальный опрос:

Что Вы знаете о космосе?

Какие космические тела Вас случалось наблюдать?

3. Мотивация учебной деятельности

На этом уроке мы начинаем изучать раздел «Строение Вселенной». В ходе изучения мы рассмотрим азы науки «Астрономия», более подробно познакомимся с «обитателями» Вселенной.

4. Изучение нового материала

Движение планет

Темной ночью мы можем увидеть на небе около 2500 звезд (с учетом невидимого полушария 5000), которые отличаются по блеску и цвету. Кажется, что они прикреплены к небесной сфере и вместе с ней обращаются вокруг Земли. Чтобы ориентироваться среди них, небо разбили на 88 созвездий. Во II в. до н. э. Гиппарх разделил звезды по блеску на звездные величины, самые яркие он отнес к звездам первой величины (1 m ), а самые слабые, едва видимые невооруженным глазом, - к 6 m . В созвездии звезды обозначаются греческими буквами, некоторые самые яркие звезды имеют собственные названия. Так, Полярная звезда – α Малой Медведицы имеет блеск 2 m . Самая яркая звезда северного неба Вега – α Лиры имеет блеск около 0 m .

Особое место среди созвездий занимали 12 зодиакальных созвездий, через которые проходит годичный путь Солнца – эклиптика . Так, в марте Солнце движется по созвездию Рыб, в мае – Тельца, в августе – Льва, в ноябре – Скорпиона.

В настоящее время для ориентации среди звезд астрономы используют различные системы небесных координат. Одна из них – экваториальная система координат (рис. 1). В ее основе лежит небесный экватор – проекция земного экватора на небесную сферу.

Эклиптика и экватор пересекаются в двух точках: весеннего (γ) и осеннего ( ) равноденствия.

Точка весеннего равноденствия находится в созвездии Рыбы, и она служит начальной точкой, от которой в направлении против часовой стрелки отсчитывается координата прямое восхождение, которую обычно обозначают буквой α. Эта координата является аналогом долготы в географических координатах. В астрономии принято прямое восхождение измерять в часовой мере, а не в градусной. При этом исходят из того, что полная окружность составляет 24 ч. Вторая координата светила δ – склонение – является аналогом широты, ее измеряют в градусной мере. Так, звезда Альтаир (α Орла) имеет координаты α = 19ч48м18с, склонение δ = +8°44". Измеренные координаты звезд хранят в каталогах, по ним строят звездные карты, которые используют астрономы при поиске нужных светил.

Взаимное расположение звезд на небе не меняется, они совершают суточное вращение вместе с небесной сферой. Планеты наряду с суточным вращением совершают медленное движение среди звезд, оправдывая свое название (planetas в переводе с греческого – блуждающая звезда).

В
идимый путь планет на небе петлеобразен. Размеры описываемых планетами петель различны. На рисунке 2 показано видимое петлеобразное движение Марса, которое длится 79 дней.

Наиболее просто видимое движение планет и Солнца описывается в системе отсчета, связанной с Солнцем. Такой подход получил название гелиоцентрической системы мира и был предложен польским астрономом Николаем Коперником (1473-1543).

В этой системе суточное движение небесного свода объясняется вращением Земли вокруг оси, годичное движение Солнца по эклиптике – движением Земли вокруг Солнца, а описываемые планетами петли – сложением движений Земли и планет (см. рис. 2 ). Вокруг Земли движется только Луна. Коперник рассчитал расстояния планет до Солнца.

В астрономии среднее расстояние от Земли до Солнца принято за единицу расстояния и называется астрономической единицей (а. е.), 1 а. е. = 1 , 5 10 8 км. Так, Меркурий находится от Земли на расстоянии 0,39 а. е., а Сатурн – на расстоянии 9,54 а. е.

В
античные времена и вплоть до Коперника полагали, что в центре Вселенной расположена Земля и все небесные тела обращаются по сложным траекториям вокруг нее. Эта система мира называется геоцентрической системой мира .

Если Земля обращается вокруг Солнца, то близкие звезды должны периодически смещаться на фоне более далеких звезд. Это смещение называется параллактическим, а угол π, под которым со звезды виден радиус земной орбиты, называется параллаксом . Как видно из рисунка 3 , расстояние до звезды

Так как параллакс звезд мал, мы заменили синус малого угла самим углом, выраженным в радианной мере, а затем перешли от радианной меры к градусной, учтя, что 1 рад = 206 265". В астрономии принято измерять расстояние до звезд в парсеках (пк).

1 пк = 206 265 а 0 = 206 265 1,5 10 8 км = 3 10 13 км.

Итак, если параллакс измерять в угловых секундах, а расстояние до звезды – в парсеках, то связью между ними будет равенство

Только во второй половине XIX в. удалось измерить параллаксы и расстояния до звезд и тем самым подтвердить теорию Коперника наблюдениями. Так, ближайшая к нам звезда α Центавра имеет параллакс π = 0,751", поэтому расстояние до нее r = 1,33 пк = 4 10 13 км.

Для определения положения звезд используются небесные экваториальные координаты. Сложное петлеобразное движение планет объясняется движением Земли и планет вокруг Солнца, а наблюдение годичного параллакса у звезд не только подтверждает обращение Земли вокруг Солнца, но и позволяет определять расстояния до них.

Законы Кеплера

Исходя из гелиоцентрической системы Н. Коперника, планеты движутся по круговым орбитам (считалось с древнейших времен – по окружности) и равномерно.

Но между предвычисленным и наблюдаемым положением планет существовало различие – это выявил австрийский астроном – основоположник теоретической астрономии Иоган Кеплер (27.12.1571 – 15.11.1630). Он впервые решился пересмотреть причины движения планет вокруг Солнца, Луны вокруг Земли. Он ошибался в оценке природы притягивающей силы, но догадывался, что Солнце искажает притяжением пути планет, которые стремятся двигаться по прямой.

Работая в Праге учеником у Тихо Браге (1546-1601, Дания), он унаследовал результаты кропотливых и многолетних наблюдений Тихо Браге за планетой Марс - подробные таблицы наблюдения движения Марса и на их основе (этих данных) вывел законы движения планет (но не объяснил их т.к. не был открыт И. Ньютоном закон всемирного тяготения), преодолев предрассудки о равномерном движении по «самой совершенной» кривой - окружности. Открытие этих законов явилось важнейшим этапом в развитии гелиоцентризма. Позднее, после открытия Ньютоном закона всемирного тяготения, законы Кеплера были выведены как точное решение задачи двух тел.

Открытые законы носят имя Кеплера.

Для построения орбиты планет (на примере Марса) Кеплер перейдя от экваториальной системы координат к системе координат, указывающих его положение в плоскости орбиты принял в приближении орбиту Земли окружностью. Для построения орбиты применил способ, показанный на рисунке 4, отсчитывая прямое восхождение от точки весеннего равноденствия на положение нескольких противостояний Марса. Проведя по полученным точкам плавную кривую получил эллипс и нашел формулу описывающую орбиту планеты X=е*sin (α)+M.

I закон Кеплера (открыт в 1605 году)

Орбита каждой планеты есть эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Э
ллипс - замкнутая кривая, у которой сумма расстояний от любой точки до фокусов постоянна.

Если расстояние F 1 F 2 обозначить 2с, а длину веревки считать 2а, то в системе координат, где ось ОХ совпадает с линией F 1 F 2 , а начало совпадает с серединой отрезка F 1 F 2 , эллипс задается уравнением
. Числа а и b задают размеры полуосей эллипса. Если а = b , то эллипс превращается в окружность.

Форма эллипса (степень отличая от окружности - “сплюснутость”) характеризуется эксцентриситетом : е = с/а , где а большая полуось орбиты, а с = OF расстояние от центра эллипса до его фокуса. При е = с = 0 эллипс превращается в окружность, а при е = 1 в отрезок.

Для эллиптической орбиты планеты характерны относительно Солнца точки:

Перигелий (греч. пери – возле, около) ближайшая к Солнцу точка орбиты планеты (для Земли 1-5 января). В перигелии южное полушарие Земли получает солнечной энергии на 6% больше, чем северное полушарие.

Афелий (греч. апо – вдали) наиболее удаленная от Солнца точка орбиты планеты (для Земли 1-6 июля).

Учитывая греческие названия планет, характерные точки эллиптической орбиты ее спутников будут иметь собственные названия. Так Луна – Селена (переселений, апоселений), Земля – Гея (перигей, апогей).

II закон Кеплера (открыт в 1601 году)

Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади

Н
азывают законом площадей. Заштрихованные площади фигур равны за равные промежутки времени. Из чертежа дуги разные, отсюда υ п > υ а , т.е в перигелии υ max , а в афелии υ min .

По закону сохранения энергии полная механическая энергия замкнутой системы, между которыми действует сила тяготения, остается неизменной при любых движениях тел этой системы. Поэтому сумма кинетической и потенциальной энергии планеты неизменна во всех точках орбиты. По мере приближения к Солнцу кинетическая энергия планеты возрастает а ее потенциальная энергии уменьшается.

В соответствии со вторым законом Кеплера, орбитальная скорость обратно пропорциональна радиус-вектору. Поэтому скорость движения Земли по орбите также не постоянна, а изменяется от 29,5 км/с в афелии (июль) до 30,3 км/с в перигелии (январь). Соответственно, и расстояние от осеннего до весеннего равноденствия на орбите Земля проходит быстрее, чем в противоположную, летнюю часть, а весна и лето в Северном полушарии на 6 суток продолжительнее осени и зимы. Например, Земля проходила точку перигелия, ближайшую к Солнцу, в 1998 году 04 января в 21 часов 15 минут 1 секунду всемирного времени UT . При этом ее расстояние от Солнца составляло 147099552 км. Противоположную точку орбиты, афелий, Земля проходила 3 июля 1998 года в 23 часа 50 минут 11 секунд всемирного времени UT . При этом Земля была от Солнца на расстоянии 152095605 км, т.е. на 5 миллионов километров больше. Это изменение расстояния до Солнца также хорошо заметно по изменению его видимого углового размера, который от 32´34" в январе уменьшается до 31´30" в июле.

Поток энергии от Солнца, падающий на Землю, изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния. Поэтому зимы в северном полушарии менее суровые, чем в южном, а лето в северном полушарии более прохладное.

III закон Кеплера (Гармонический закон) (открыт в 1618 году)

Формулировка 1 : Квадраты звездных (сидерических) периодов обращения планет относятся между собой как кубы больших полуосей их орбит.

Формулировка 2 : Куб большой полуоси орбиты тела, деленный на квадрат периода его обращения и на сумму масс тел, есть величина постоянная.

Следствие:

Законы Кеплера применимы не только для планет, но и к движению их естественных и искусственных спутников.

5. Формирование умений и навыков

Решение задач:

1. Определите массу Юпитера по движению его спутника Ио, если спутник обращается вокруг Юпитера по круговой орбите на расстоянии а = 422 10 3 км, с периодом Т = 1,769 сут.

2. Во время великого противостояния Марса, когда он сблизился с Землей на расстояние 0,4 а. е., измеренный угловой диаметр Марса был равен 23". Определите линейный диаметр Марса.

6. Итоги урока

Рефлексия:

Какие законы движения мы изучили?

На чем основывался Кеплер, открывая свои законы?

Что такое перигелий, афелий?

Когда Земля обладает наибольшей кинетической энергией, наименьшей?

Как найти эксцентриситет?

О каких периодах вращения синодических или сидерических идет речь в третьем законе Кеплера?

У некоторой малой планеты большая полуось орбиты равна 2,8 а.е., а эксцентриситет равен нулю. Чему равна малая полуось ее орбиты?

7. Домашнее задание

Изучить §§ 116, 117, стр. 340-345. Вып. № 1, стр. 377

ДВИЖЕНИЕ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

Как движется Земля и другие планеты в пространстве? Что ждет комету, залетевшую из глубин космоса в Солнечную систему? Многовековая история поиска ответов на эти и другие вопросы о движении небесных тел хорошо известна; для многих людей, внесших большой вклад в науку, именно интерес к астрономии, устройству большого мира, был первым толчком к познанию.

По закону всемирного тяготения сила притяжения, действующая между двумя телами, пропорциональна их массам и обратно пропорциональна квадрату расстояния между ними. Если поместить начало системы координат на одном из тел (размерами тел по сравнению с расстоянием между ними будем пренебрегать), математическая запись силы, действующей на второе тело, имеет вид (рис. 7.14)

Здесь G = 6,67∙10 -11 м 3 /кг∙с 2) - гравитационная постоянная.

Рис. 7.14. Выбор системы координат при решении задачи двух тел

Знак «минус» в формуле (7.20) связан с тем, что гравитационная сила является силой притяжения, т.е. стремится уменьшить расстояние г между телами.

Далее мы ограничимся лишь изучением взаимного движения двух тел. При этом возникает непростой вопрос: с какой позиции (в какой системе координат) изучать это движение? Если делать это из произвольного положения - например, наблюдатель с Земли изучает взаимное движение Солнца и планеты Юпитер - задача станет для нас слишком сложной. Ограничимся лишь простейшей ситуацией: рассмотрим движение одного из тел с точки зрения наблюдателя, находящегося на втором, т.е., например, движения планеты или кометы относительно Солнца, Луны относительно Земли, пренебрегая при этом относительно небольшими силами притяжения от всех прочих небесных тел. Разумеется, мы тем самым произвели ранжирование факторов, и наши последующие действия имеют отношение к реальности лишь в меру соблюдения определенных условий.

Уравнение, описывающее движение тела m в указанной системе координат, имеет вид

или в проекциях на оси х, у

Интересующая нас орбита сильно зависит от «начальной скорости» тела т и «начального расстояния». Мы взяли эти слова в кавычки, так как при изучении движения космических тел нет столь отчетливо выделенного «начального момента», как в ранее рассмотренных ситуациях. При моделировании нам придется принять некоторое положение условно за начало, а затем изучать движение дальше. Очень часто космические тела движутся практически с постоянной скоростью по орбитам, близким к круговым. Для таких орбит легко найти элементарное соотношение между скоростью и радиусом. В этом случае сила тяготения выступает в роли центростремительной, а центростремительная сила при постоянной скорости выражается известной из начального курса физики формулой mv 2 /r. Таким образом, имеем

Искомое соотношение.

Период движения по такой орбите

Заметим, что отсюда вытекает один из законов Кеплера, приведший Ньютона к открытию закона всемирного тяготения: отношение кубов радиусов орбит любых двух планет Солнечной системы равно отношению квадратов периодов их обращения вокруг Солнца, т.е. . Более точная формулировка дана ниже (так как реально орбиты планет не вполне круговые). Если соотношение (7.22) нарушено, то орбита не будет круговой. Выяснить, какой она будет, можно в ходе численного моделирования. Сведем (7.21) к системе четырех дифференциальных уравнений первого порядка:

(7.23)

В этой задаче особенно неудобно работать с размерными величинами, измеряемыми миллиардами километров, секунд и т.д. В качестве величин для обезразмеривания удобно принять характерное расстояние от Земли до Солнца ρ = 1,496∙10 11 м, (так называемая, астрономическая единица), период круговой орбиты ,соответствующий этому расстоянию, скорость движения по ней , т.е. принять

После обезразмеривания получаем

(7.24)

Отметим замечательное обстоятельство: в безразмерных переменных уравнения вообще не содержат параметров! Единственное, что отличает разные режимы движения друг от друга - начальные условия.

Можно доказать, что возможные траектории движения, описываемые уравнениями (7.24) - эллипс, парабола и гипербола.

Рис. 7.15. Иллюстрация второго закона Кеплера

Напомним законы Кеплера, рис. 7.15.

1. Всякая планета движется по эллиптической орбите с общим фокусом, в котором находится Солнце.

2. Каждая планета движется так, что ее радиус-вектор за одинаковые промежутки времени описывает равные площади; на рисунке промежутки времени движения от A 1 к A 2 и от B 1 к B 2 считаются одинаковыми, а площади секторов F 1 A 1 А 2 и F 1 B 1 B 2 равны. Это означает, что чем ближе планета к Солнцу, тем у нее больше скорость движения по орбите.

3. Отношение кубов больших полуосей орбит двух любых планет Солнечной системы равно отношению квадратов периодов их обращения вокруг Солнца.

Уравнения (7.24) описывают движение не только планет, но и любых тел, попадающих в поле тяготения большой масcы. Так, в Солнечной системе существует огромное количество комет, движущихся по чрезвычайно вытянутым эллиптическим орбитам с периодами от нескольких земных лет до нескольких миллионов земных лет. Судьбы небесных тел, не являющихся постоянными членами Солнечной системы, а залетевших в нее издалека, определяютсяих скоростью- еслионадостаточно велика, то орбита будет гиперболической, и. облетев Солнце, тело покинет Солнечную систему, если нет - перейдет на эллиптическую орбиту и станет частью системы; пограничная между ними орбита - параболическая.

Все космогонические гипотезы можно разделить на несколько групп. Согласно одной из них Солнце и все тела Солнечной системы: планеты, спутники, астероиды, кометы и метеорные тела - образовались из единого газовопылевого, или пылевого облака. Согласно второй Солнце и его семейство имеют различное происхождение, так что Солнце образовалось из одного газовопылевого облака (туманности, глобулы), а остальные небесные тела Солнечной системы - из другого облака, которое было захвачено каким-то, не совсем понятным, образом Солнцем на свою орбиту и разделилось каким-то, еще более непонятным образом на множество самых различных тел (планет, их спутников, астероидов, комет и метеорных тел), имеющих самые различные характеристики: массу, плотность, эксцентриситет, направление обращения по орбите и направление вращения вокруг своей оси, наклонение орбиты к плоскости экватора Солнца (или эклиптики) и наклон плоскости экватора к плоскости своей орбиты.
Девять больших планет обращаются вокруг Солнца по эллипсам (мало отличающимся от окружностей) почти в одной плоскости. В порядке удаления от Солнца - это Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон . Кроме них в Солнечной системе множество малых планет (астероидов), большинство которых движется между орбитами Марса и Юпитера. Пространство между планетами заполнено крайне разреженным газом и космической пылью. Его пронизывают электромагнитные излучения.
Солнце в 109 раз больше Земли по диаметру и примерно в 333 000 раз массивнее Земли . Масса всех планет составляет всего лишь около 0,1% от массы Солнца, поэтому оно силой своего притяжения управляет движением всех членов Солнечной системы.

Конфигурация и условия видимости планет

Конфигурациями планет называют некоторые характернее взаимные расположения планет, Земли и Солнца.
Условия видимости планет с Земли резко различаются для планет внутренних (Венера и Меркурий), орбиты которых лежат внутри земной орбиты, и для планет внешних (все остальные).
Внутренняя планета может оказаться между Землей и Солнцем или за Солнцем. В таких положениях планета невидима, так как теряется в лучах Солнца. Эти положения называются соединениями планеты с Солнцем. В нижнем соединении планета ближе всего к Земле, а в верхнем соединении она от нас дальше всего.

Синодические периоды обращения планет и их связь с сидерическими периодами

Период обращения планет вокруг Солнца по отношению к звездам называется звездным или сидерическим периодом.
Чем ближе планета к Солнцу, тем больше ее линейная и угловая скорости и короче звездный период обращения вокруг Солнца.
Однако из непосредственных наблюдений определяют не сидерический период обращения планеты, а промежуток времени, протекающий между ее двумя последовательными одноименными конфигурациями, например между двумя последовательными соединениями (противостояниями). Этот период называется синодическим периодом обращения. Определив из наблюдений синодические периоды, путем вычислений находят звездные периоды обращения планет.
Синодический период внешней планеты - это промежуток времени, по истечении которого Земля обгоняет планету на 360° при их движении вокруг Солнца.

Законы Кеплера

Заслуга открытия законов движения планет принадлежит выдающемуся немецкому ученому Иоганну Кеплеру (1571 -1630). В начале XVII в. Кеплер, изучая обращение Марса вокруг Солнца, установил три закона движения планет.

Первый закон Кеплера . Каждая планета обращается по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Второй закон Кеплера (закон площадей). Радиус-вектор планеты за одинаковые промежутки времени описывает равные площади.

Третий закон Кеплера . Квадраты звездных периодов обращения планет относятся как кубы больших полуосей их орбит.

Среднее расстояние всех планет от Солнца в астрономических единицах можно вычислить, используя третий закон Кеплера. Определив среднее расстояние Земли от Солнца (т. е. значение 1 а.е.) в километрах, можно найти в этих единицах расстояния до всех планет Солнечной системы.Большая полуось земной орбиты принята за астрономическую единицу расстояний (=1 a.e.)
Классическим способом определения расстояний был и остается угломерный геометрический способ. Им определяют расстояния и до далеких звезд, к которым метод радиолокации неприменим. Геометрический способ основан на явлении параллактического смещения .

Параллактическим смещением называется изменение направления на предмет при перемещении наблюдателя .

ПРИМЕР РЕШЕНИЯ ЗАДАЧИ

Задача . Противостояния некоторой планеты повторяются через 2 года. Чему равна большая полуось ее орбиты?

Размер и форма Земли

На фотоснимках, сделанных из космоса, Земля выглядит как шар, освещенный Солнцем.
Точный ответ о форме и размере Земли дают градусные измерения , т. е. измерения в километрах длины дуги в 1° в разных местах на поверхности Земли. Градусные измерения показали, что длина 1° дуги меридиана в километрах в полярной области наибольшая (111,7 км), а на экваторе наименьшая (110,6 км). Следовательно, на экваторе кривизна поверхности Земли больше, чем у полюсов, а это говорит о том, что Земля не является шаром. Экваториальный радиус Земли больше полярного на 21,4 км. Поэтому Земля (как и другие планеты) вследствие вращения сжата у полюсов.
Шар, равновеликий нашей планете, имеет радиус, равный 6370 км. Это значение принято считать радиусом Земли.
Угол, под которым со светила виден радиус Земли, перпендикулярный к лучу зрения, называется горизонтальным параллаксом.

Масса и плотность Земли

Закон всемирного тяготения позволяет определить одну из важнейших характеристик небесных тел - массу, в частности массу нашей планеты. Действительно, исходя из закона всемирного тяготения, ускорение свободного падения g=(G*M)/r 2 . Следовательно, если известны значения ускорения свободного падения, гравитационной постоянной и радиуса Земли, то можно определить ее массу.
Подставив в указанную формулу значение g = 9,8 м/с 2 , G =6,67 * 10 -11 Н * м 2 /кг 2 ,

R =6370 км, найдем, что масса Земли М=6 x 10 24 кг. Зная массу и объем Земли, можно вычислить ее среднюю плотность.

Суточное перемещение Солнца (как собственно и других небесных тел) по небу является следствием вращения Земли вокруг своей оси, которое направлено с запада на восток, а, соответственно, видимое движение Солнца при этом происходит с востока на запад. Однако из-за наличия наклона земной оси к плоскости орбиты вокруг Солнца, точки восхода/захода при обращении Земли вокруг Солнца постоянно смещаются, и в итоге восход/заход на востоке/западе происходит только вблизи равноденствий, которые приходятся на начало 20-ых чисел марта и сентября. Летом к Солнцу обращено северное полушарие Земли, соответственно в средних широтах точка восхода смещается к северо-востоку, а точка захода к северо-западу, а зимой Земля подставляет Солнцу южное полушарие и восход светила происходит на юго-востоке, а заход на юго-западе.

Годичный путь Солнца относительно звёзд связан с обращением Земли вокруг Солнца. Конечно, из-за того что днём звёзд невидно, трудно отследить данное движение Солнца, хотя в течение суток за счёт этого движения − Солнце перемещается на фоне звёзд на целый градус (т.е. на два своих видимых размера). Однако о наличии этого движения говорит сменяющийся вместе с временами года вид звёздного неба, а конкретно наблюдаемые созвездия. К примеру, созвездие Ориона можно наблюдать на тёмном небе с осени и до середины весны, однако в остальную часть года Солнце находится слишком близко к этому созвездию (хотя непосредственно через него не проходит), а на дневном небе невооружённым глазом увидеть звёзды, составляющее это созвездие не представляется возможным. Солнце при наблюдении с Земли в течение года, перемещается по небу вдоль линии, называемой эклиптикой, которая обозначает плоскость земной орбиты (в более точном определении − плоскость орбиты центра масс системы Земля-Луна) и проходит через 13 созвездий (Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Змееносец, Стрелец, Козерог, Водолей и Рыбы). Поскольку вокруг Солнца Земля обращается по эллиптической орбите, то орбитальная скорость является непостоянной величиной, это естественно отражается и на видимом перемещении Солнца по эклиптике. Видимое движение также неравномерно – одну половину эклиптики Солнце проходит медленней (когда Земля более удалена от светила), а вторую – быстрее, за счёт этого в северном полушарии весна и лето несколько длиннее осени и зимы. Когда в северном полушарии лето – Земля находится от Солнца дальше всего и движется медленней по орбите, а когда зима – ближе всего и движется быстрее (в южном полушарии всё равно наоборот).

Видимое движение Луны

Плоскость лунной орбиты имеет наклон в 5 градусов к плоскости земной орбиты вокруг Солнца, таким образом, видимое движение Луны относительно звёзд проходит недалеко от линии эклиптики. Вот только скорость этого движения гораздо больше, чем у Солнца. Если Солнце перемещается относительно звёзд по небу на величину равную своему видимому диаметру за половину земных суток, то Луна преодолевает такое же расстояние примерно за 1 час, а поскольку Луну можно наблюдать на тёмном небе, то и отследить это смещение на фоне звёзд несложно. Луна движется по своей орбите в том же направлении, куда вращается Земля вокруг оси (против часовой стрелки при взгляде с северного полюса), так что видимое движение Луны на фоне звёзд будет происходить с запада на восток. В виду ещё большей эллиптичности лунной орбиты, чем земной, видимое движение Луны будет более неравномерным. Путь относительно звёзд (и вокруг Земли) Луна совершает за 27 суток 7 ч 43 мин 11,5 с. В новолуние Луна находится в том же направлении на небе, что и Солнце (т.е. между Землёй и Солнцем) и потому повёрнута неосвещённой стороной. Однако постепенно удаляясь всё дальше от светила на восток, начинает расти освещённый Солнцем край лунного диска и так до полнолуния. Полная Луна восходит в восточной части неба и примерно повторяет суточный путь Солнца полугодовалой давности. Таким образом, в северном полушарии в летние месяцы, когда Солнце восходит на северо-востоке, поднимается высоко и заходит на северо-западе − Луна в свою очередь восходит на юго-востоке, не поднимается высоко над горизонтом, и под утро садится на юго-западе (как и Солнце в течение дня в северном полушарии зимой). Наличие пересечений плоскостей лунной и земной орбит, даёт нам возможность наблюдать такие явления, как солнечные и лунные затмения. Однако они происходят только при одновременном соблюдении следующих независимых друг от друга условий – Луна на своём пути относительно звёзд должна быть близка к точке пересечения этого пути с эклиптикой, а также должно быть новолуние (для солнечного затмения) или полнолуние (для лунного).

Видимое движение планет

Орбитальные плоскости планет имеют наклон не больше нескольких градусов к плоскости земной орбиты, следовательно, их видимый путь относительно звёзд проходит недалеко от эклиптики, но вид траектории этого движения куда сложнее, чем у Солнца и Луны. Изначально двигаясь в том же направлении, что Луна и Солнце (с запада на восток (прямое движение)), планеты в какой-то момент начинают замедляться, останавливаются, а затем какое-то время двигаются с востока на запад (попятное движение), после чего снова замедляются и вновь переходят к прямому движению. Траектория движения при смене направлений имеет форму петли.

Движение более близких к Солнцу планет, чем Земля (нижних планет), несколько отличается от движения планет, которые дальше Земли (верхние планеты). Венера движется по небу быстрее Солнца в прямом направлении, обгоняет его, затем останавливается не более чем в 47 градусах от Солнца (это и есть точка максимального углового удаления от светила (восточная элонгация)), после чего переходит на попятное движение, снова проходит мимо Солнца и вновь останавливается не дальше 47 градусов от светила (западная элонгация) затем опять переходит на прямое движение. Также движется Меркурий, только размер петли будет меньше, поскольку Меркурий ближе к Солнцу и его угловое расстояние от светила совсем невелико, максимум 28 градусов. В случае Марса и других верхних планет, движение в прямом направлении будет медленней, чем у Солнца, следовательно, планеты будут постепенно отставать от него, находясь при этом всё западнее от светила. Когда планета будет в противоположном от Солнца направлении, её движение на фоне звёзд замедлится, и она перейдёт к попятному движению, которое скоро замедлится и вновь перейдёт к прямому, после чего планета начнёт сближение с Солнцем на небе. Чем дальше верхняя планета, тем меньше будет размер петли при перемене направлений движения.

Перемены направлений движения обусловлены неодинаковой орбитальной скоростью планет. Попятное движение Венеры и Меркурия получается, когда они обгоняют Землю, двигаясь по своей орбите и находясь при этом с Землёй по одну сторону от Солнца. А в случае верхних планет, наоборот Земля обгоняет их и из-за этого они получают попятное движение. Петли же получаются из-за того, что планетные орбиты не лежат в одной плоскости, а имеют, пусть и небольшие, но наклоны относительно плоскости земной орбиты.

Видимое движение звёзд

Когда рассматривалось видимое движение тел Солнечной системы, очень часто упоминалась фраза «движение относительно звёзд», из-за чего может создаться впечатление, что звёзды совсем неподвижны. В действительности это не так, просто скорости звёзд настолько малы по сравнению с расстояниями до них, что практически невозможно заметить их движение невооружённым глазом даже в течение десятков лет. Лучше всего перемещение заметно у тех звёзд, которые обладают высокими реальными скоростями поперёк луча зрения наблюдателя и при этом ещё находятся в относительной близости от Солнца, чтобы эта скорость была хоть как-то заметна, потому что при удалении в сотни световых лет, даже при поперечных скоростях в сотни км/с, положение звезды будет изменяться крайне медленно. Среди звёзд (кроме Солнца) самым высоким собственным движением на небе обладает звезда Барнарда – очень тусклый красный карлик, который, несмотря на расстояние в 6 световых лет от Солнца, невооружённым глазом не виден. Но, тем не менее, эта звезда смещается по небу на 10 угловых секунд в год, что более чем в 180 раз меньше видимого диаметра полной Луны. Нетрудно догадаться, что примерно столько же лет нужно, чтобы звезда сместилась на фоне более далёких звёзд на небе на расстояние равное размеру Луны. Но это только одна звезда со столь большим собственным движением, у остальных звёзд эти движения значительно медленней.

С самых древних времен человечество интересовали видимые движения небесных тел: Солнца, Луны и звезд. Трудно представить себе Наша собственная Солнечная система кажется слишком большой, протянувшись более чем на 4 триллиона миль от Солнца. А между тем Солнце - это всего лишь одна сотая миллиарда от других звезд, которые составляют галактику Млечный Путь.

Млечный Путь

Сама галактика представляет собой громаднейшее колесо, которое вращается, из газа, пыли и более 200 миллиардов звезд. Между ними простираются триллионы миль пустого пространства. Солнце закрепилось на окраине галактики, по форме напоминающей спираль: сверху Млечный Путь смотрится как огромный вращающийся ураган из звезд. По сравнению с размерами галактики, Солнечная система чрезвычайно мала. Если представить, что Млечный Путь величиной с Европу, то Солнечная система будет не больше по размерам, чем грецкий орех.

Солнечная система

Солнце и его 9 планет - спутников разбросаны в одном направлении от центра галактики. Как планеты совершают обороты вокруг своих звезд, так же и звезды обращаются вокруг галактик.

Солнцу понадобится около 200 миллионов лет при скорости 588000 миль в час для того, чтобы сделать полный оборот вокруг этой галактической карусели. Ничем особенным наше Солнце не отличается от других звезд, кроме того, что у него есть спутник, планета под названием Земля, населенная жизнью. Вокруг Солнца по своим орбитам вращаются планеты и небесные тела поменьше, которые называются астероидами.

Первые наблюдения светил

Человек наблюдает видимые движения небесных тел и космические явления уже как минимум 10000 лет. Впервые записи в летописях о небесных телах появились в древнем Египте и Шумере. Египтяне умели различать на небе три типа тел: звезды, планеты и "звезды с хвостами". Тогда же были обнаружены небесные тела: Сатурн, Юпитер, Марс, Венера, Меркурий и, конечно, Солнце, и Луна. Видимые движения небесных тел - это созерцаемое с Земли передвижение этих объектов относительно системы координат, независимо от суточного вращения. Настоящее движение - движение их в космическом пространстве, определяемое действующими на эти тела силами.

Видимые галактики

Глядя в ночное небо, можно увидеть нашу ближайшую соседку - - в виде спирали. Млечный путь, несмотря на его размеры, всего лишь одна из 100 миллиардов галактик в космосе. Без использования телескопа можно увидеть три галактики и часть нашей. Две из них имеют названия Большое и Малое Магелланово облако. Впервые они были увидены в южных водах в 1519 году экспедицией португальского исследователя Магеллана. Эти небольшие галактики совершают обороты вокруг Млечного пути, поэтому являются нашими самыми близкими космическими соседями.

Третья видимая с Земли галактика, Андромеда, отдалена от нас примерно 2 миллионами световых лет. Это значит, что звездный свет Андромеды проходит миллионы лет, чтобы приблизиться к нашей Земле. Таким образом, мы созерцаем эту галактику такой, какой она была 2 миллиона лет назад.

Помимо этих трех галактик ночью можно увидеть часть Млечного пути, представленного множеством звезд. По мнению древних греков, эта группа звезд - молоко из груди богини Геры, отсюда и происходит название.

Видимые планеты с Земли

Планеты - это небесные тела, обращающиеся вокруг Солнца. Когда мы наблюдаем Венеру, светящуюся в небе, то это происходит от того, что она освещается Солнцем и отбивает часть солнечного света. Венера - это Вечерняя звезда или Утренняя звезда. Люди называют ее по-разному, потому что вечером и утром она находится в разных местах.

Как планета Венера вращается вокруг Солнца и меняет свое местонахождение. На протяжении суток происходит видимое движение небесных тел. Система небесных координат не только помогает разобраться в местоположении светил, но и позволяет составлять звездные карты, ориентироваться в ночном небе по созвездиям и изучать поведение небесных объектов.

Законы движения планет

Соединяя воедино наблюдения и теории о движении небесных тел, люди вывели закономерности нашей галактики. Открытия ученых помогли расшифровать видимые движения небесных тел. открытые были одними из первых астрономических законов.

Немецкий математик и астроном стал первооткрывателем данной темы. Кеплер, изучив работы Коперника, вычислил для орбит самую лучшую форму, разъясняющую видимые движения небесных тел - эллипс, и довел закономерности передвижения планет, известные в научном мире как законы Кеплера. Два из них характеризуют передвижение планеты по орбите. Они гласят:

Любая планета вращается по эллипсу. В одном из фокусов его присутствует Солнце.

Каждая из них передвигается в плоскости, проходящей сквозь середину Солнца, при этом за одинаковые периоды радиус-вектор между Солнцем и планетой, очерчивает равновеликие площади.

Третий закон соединяет орбитальные данные планет в пределах системы.

Нижние и верхние планеты

Изучая видимые движения небесных тел, физика подразделяет их на две группы: нижние, куда относятся Венера, Меркурий, и верхние - Сатурн, Марс, Юпитер, Нептун, Уран и Плутон. Передвижение этих небесных тел в сфере совершается по-разному. В процессе наблюдаемого перемещения нижних планет у них отмечается смена фаз как у Луны. При перемещении верхних планет можно заметить, что смена фаз у них не происходит, они постоянно обращены к людям своей светлой стороной.

Земля, наравне с Меркурием, Венерой и Марсом, принадлежит к группе так называемых внутренних планет. Они совершают обороты вокруг Солнца внутренними орбитами, в отличие от больших планет, которые вращаются внешними орбитами. Например, Меркурий, который в 20 раз меньше по крайней внутренней орбите.

Кометы и метеориты

Вокруг Солнца вертятся, кроме планет, еще миллиарды ледяных глыб, состоящие из замерзшего твердого газа, мелкого камня и пыли, - кометы, которыми заполнена Солнечная система. Видимые движения небесных тел, представленные кометами, можно увидеть только тогда, когда они приближаются к Солнцу. Тогда их хвост начинает гореть и светится в небе.

Самая знаменитая из них - комета Галлея. Каждые 76 лет она сходит со своей орбиты и приближается к Солнцу. В это время ее можно наблюдать с Земли. Еще в ночном небе можно созерцать метеориты в виде летящих звезд - это сгустки материи, которые движутся по Вселенной с огромной скоростью. Когда они попадают в поле притяжения Земли, почти всегда сгорают. Из-за чрезвычайной скорости и трения с воздушной оболочкой Земли метеориты раскаляются и распадаются на мелкие частицы. Процесс их сгорания можно наблюдать в ночном небе в виде светящейся ленты.

Учебная программа по астрономии описывает видимые движения небесных тел. 11 класс уже ознакомлен с закономерностями, по которым происходит сложное движение планет, сменой лунных фаз и законами затмений.