КНІГІ ОНЛАЙН

Астраномія

Выдавец: Народная асвета

Памер: 151с.

Мінск 1977

113.21 МБ

Першая касмічная скорасць паблізу паверхні Зямлі складае каля 8 км/сек. Калі целу надаць скорасць У ]/2~ раза большую, г. зн. каля 11 км/сек, якая называецца д р у г о й касмічнай скорасцю, то цела назаўсёды аддаліцца ад Зямлі і можа стаць спадарожнікам Сонца. У гэтым вйТГадкуцела~будзе рухацца па парабале адносна Зямлі. Пры яшчэ большай скорасці адносна Зямлі цела паляціць па гіпербале;
Сярэдняя скорасць руху Зямлі па арбіце 30 км/сек. АрбТта Зямлі блізкая да акружнасці, а скорасць руху Зямлі па арбіце блізкая да кругавой на адлегласці Зямлі ад Сонца. Парабалічная скорасць на
адлегласці Зямлі ад Сонца роўна 30V 2 км/сек = 42 км/сек. Пры такой скорасці адносна Сонца цела з арбіты Зямлі пакіне сонечную сістэму.
2.	Другі і трэці законы Кеплера.
Другі закон Кеплера (закон плошчаў); радыусвектар планеты за • аднолькавыя прамежкі часу апісвае роўныя плошчы, г. зн. плошчы SAH і SCD роўны (рыс. 24), калі дугі АН і CD апісаны планетай за аднолькавыя прамежкі часу. Але даўжыні гэтых дуг, абмяжоўваючых роўныя плошчы, розныя: AH>CD. Значыць, лінейная скорасць руху планеты не
Іаган Кеплер (1571 —1630).
аднолькавая ў розных пунктах яе арбіты. Скорасць планеты ў час руху яе па арбіце тым большая, чым бліжэй яна да Сонца. У пе
рыгеліі скорасць планеты найбольшая. Такім чынам, другі закон Кеплера колькасна вызначае змяненне скорасці руху планеты па эліпсу.
Трэці закон Кеплера: квадраты зорных перыядаў абарачэння планет адносяцца як кубы вялікіх паўвосей іх арбіт. Калі вялікую паўвось арбіты і зорны перыяд абарачэння адной планеты абазначыць а,, Ті, a другой планеты — праз а2, Т2, то формула трэцяга закону будзе такая:
Т22 < f
Трэці закон Кеплера звязвае сярэднія адлегласці планет ад Сонца з перыядамі іх зорных абарачэнняў і дае магчымасць вялікія паўвосі ўсіх планетных арбіт выразіць у адзінках вялікай паўвосі зямной арбіты. Вялікая паўвось зямной арбіты прынята за астранамічную адзінку адлегласцей. У астранамічных адзінках сярэднія адлегласці планет ад Сонца—былі вызначаны раней, чым даведаліся аб даўжыні астранамічнай адзінкі ў кіламетрах.
6« 1. Марс далей ад Сонца, чым Зямля, у 1'/г раза. Якая працягласць года на Марсе?
2.	Вызначце перыяд абарачэння штучнага спадарожніка Зямлі, калі найвышэйшы пункт яго арбіты над Зямлёй 5000 км, а найніжэйшы 300 км. Зямлю лічыць шарам з радыусам 6370 км. Параўнайце рух спадарожніка з абарачэннем Месяца.
3.	Вызначце перыяды абарачэння штучных спадарожнікаў па трох эліпсах, дадзеных на рысунку 25, вымераўшы іх вялікія восі лінейкай і прыняўшы радыус Зямлі роўным 6370 км.
4.	У якой адносіне колькасна мяняецца бачны з Зямлі і з Марса вуглавы дыяметр Сонца ад перыгелія да афелія, калі эксцэнтрысітэты іх арбіт адпаведна 0,017 і 0,093?
25
Планета за Сонцам
26. Канфігурацыя планет.
зываюцца злучэннямі планета бліжэй за ўсё да далей за ўсё (рыс. 26).
8.КАНФІГУРАЦЫІ I СІНАДЫЧНЫЯ ПЕРЫЯДЫ ПЛАНЕТ
1.	Канфігурацыі планет. Канфігу • рацыямі планет называюць некаторыя характэрныя ўзаемныя размяшчэнні планет Зямлі і Сонца.
Перш за ўсё заўважым, што ўмовы бачнасці планет з Зямлі рэзка адрозніваюцца для планет у н у т р ан ы х, арбіты якіх ляжаць унутры зямной арбіты, і для планет з н е шніх (Венера і Меркурый— планеты ўнутраныя, астатнія — знешнія). Унутраная планета можа аказацца паміж Зямлёй і Сонцам або за Сонцам. У такіх становішчах планета нябачная, паколькі губляецца ў праменнях Сонца. Гэтыя становішчы наанеты з Сонцам. У ніжнім злучэнні іс, а ў верхнім злучэнні яна ад нас
Лёгка бачыць, што вугал паміж напрамкамі з Зямлі на Сонца і на ўнутраную планету ніколі не перавышае пэўнай велічыні, застаючыся вострым. Гэты гранічны вугал называецца найбольшым аддаленнем планеты ад Сонца. Найбольшае аддаленне Меркурыя даходзіць да 28°, Венеры да 48°. Таму ўнутраныя планеты заўсёды бачны паблізу Сонца або раніцай ва ўсходнім баку неба, або ў заходнім баку неба ўвечары. Паколькі Меркурый блізка знаходзіцца да Сонца, убачыць яго няўзброеным вокам удаецца рэдка (рыс. 26 і 27).
Венера адыходзіць ад Сонца на небе на большы вугал, і яна бывае ярчэйшай за ўсе зоркі і планеты. Пасля захаду Сонца яна даўжэй застаецца на небе ў праменнях зары і нават на яе фоне відаць выразна. Гэтак жа добра яна бывае бачна і ў праменнях ранішняй зары. Лёгка зразумець, што ў паўднёвым баку неба, і наогул сярод ночы, ні Меркурыя, ні Венеру ўбачыць нельга.
Калі, праходзячы паміж Зямлёй і Сонцам, Меркурый або Венера праецыруюцца на сонечны дыск, то яны тады бачны на ім як маленькія чорныя кружочкі. Падобныя праходжанні па дыску Сонца ў час ніжняга злучэння Меркурыя і асабліва Венеры бываюць рэдка, не часцей чым праз 7—8 гадоў.
Асветленае Сонцам паўшар’е ўнутранай планеты пры розных становішчах яе адносна Зямлі нам відаць парознаму. Таму для зямных назіральнікаў унутраныя планеты мяняюць свае фазы, як Месяц. У ніжнім злучэнні з Сонцам планеты павернуты да нас сваім неасветленым бокам і нябачны. Крыху ўбаку ад гэтага становішча яны маюць выгляд сярпа. 3 павелічэннем вуглавой адлегласці планеты ад Сонца вуглавы дыяметр планеты памян
26
27. Размяшчэнне арбіт Меркурыя і Венеры адносна гарызонта для назіральніка, калі Сонца заходзіць (указаны фазы і бачны дыяметр планет у розных іх ^тановішчах на іх арбітах адносна Сонца пры адным і тым жа становішчы назіральніка).
шаецца, а шырыня сярпа робіцца ўсё большай. Калі вугал пры планеце паміж напрамкамі на Сонца і на Зямлю складае 90°, мы бачым роўна палавіну асветленага паўшар’я планеты. Цалкам такая планета звернута да нас сваім дзённым паўшар’ем у эпоху верхняга злучэння. Але тады яна губляецца ў сонечных праменнях і нябачная.
Знешнія планеты могуць знаходзіцца ў адносінах да Зямлі за Сонцам (у злучэнні з ім), як Меркурый і Венера, і тады яны таксама губляюцца ў сонечных праменнях. Яны могуць знаходзіцца на прадаўжэнні прамой лініі Сонца — Зямля, так што Зямля пры гэтым аказваецца паміж планетай і Сонцам. Такая канфігурацыя называецца супрацьстаяннем. Яно найбольш зручнае для назіранняў, паколькі ў гэты час планета, папершае, бліжэй за ўсё да Зямлі, падругое, павернута да яе сваім асветленым паўшар’ем і, патрэцяе, знаходзячыся на небе ў месцы, процілеглым Сонцу, планета бывае ў верхняй кульмінацыі каля паўночы і, значыць, доўга відаць перад паўноччу і ііасля яе.
Моманты канфігурацыі планет, умовы іх бачнасці ў дадзеным годзе і іх будучы петлепадобны шлях на фоне зорнага неба прыводзяцца ў «Школьным астранамічным календары».
2.	Сінадычныя перыяды. Сінадычным перыядам планеты назы • ваецца прамежак часу, які цягнецца паміж паўтарэннямі яе аднолькавых канфігурацый, напрыклад паміж двума супрацьстаяннямі.	г
Скорасць руху планет тым большая, чым яны бліжэн да Сонца. Таму пасля супрацьстаяння Марса Зямля пачне яго абганяць. 3 кожным днём яна будзе адыходзіць ад яго ўсё далей. Калі яна абгоніць яго на поўны абарот, то зноў адбудзецца супрацьстаянне. Сінадычны перыяд знешняй планеты — гэта прамежак часу, пасля якога Зямля абганяе планету на 360° у іх руху ва
27
кол Сонца. Вуглавая скорасць Зямлі (вугал, які яна апісвае за суткі) складае 360°: T®, вуглавая скорасць Марса — 360°: Т , дзе Т$—лік сутак у годзе, Т — зорны перыяд абарачэння планеты, выражаны ў сутках. Калі S — сінадычны перыяд планеты ў сутках, то праз S сутак Зямля абгоніць планету на 360°, г. зн.
/360° 360° \ „ 1 1 7Т— 5 = 360 ’ аб° Т = тТ7
Калі ў гэту формулу падставіць адпаведныя лікі (гл. табліцу V у дадатку), то можна знайсці, напрыклад, што сінадычны перыяд Марса 780 сут — і г. д. Для ўнутраных планет, якія абарачаюцца хутчэй, чым Зямля (Т®>Т), трэба пісаць:
/360° 360° \ „ „сло 111 —5 = 360, або  = _
Для Венеры сінадычны перыяд складае 584 сут.
Астраномам спачатку не былі вядомы зорныя перыяды планет, у той час як сінадычныя перыяды планет S вызначалі з прамых назіранняў. Напрыклад, адзначалі, колькі часу праходзіць паміж паслядоўнымі супрацьстаяннямі планеты, г. зн. паміж днямі, калі яна кульмініруе дакладна ў поўнач. Вызначыўшы з назіранняў сінадычныя перыяды S, знаходзілі вылічэннем зорныя перыяды абарачэння планет Т. Калі пазней Кеплер адкрыў законы руху планет, то пры дапамозе трэцяга закону ён змог устанавіць больш дакладна іх адносныя адлегласці ад Сонца, паколькі зорныя перыяды планет былі вылічаны зыходзячы з сінадычных перыядаў, вызначаных з назіранняў.
7.	1. Зорны перыяд абарачэння Юпітэра роўны 12 гадам. Праз колькі часу паўтараюцца яго супрацьстаянн і?
2.	Заўважана, што супрацьстаянні некаторай планеты паўтараюцца праз
2 гады. Чаму роўна вялікая паўвось яе арбіты?
3.	Сінадычны перыяд планеты 500 сут. Вызначце вялікую паўвось яе арбіты. (Перачытайце ўважліва гэта заданне.)
9.ПАРУШЭННІ У РУХУ ПЛАНЕТ. ПАНЯЦЦЕ АБ ПРЫЛІВАХ. ВЫЗНАЧЭННЕ MAC
1.	Парушэнні ў руху планет. Ньютан, аналізуючы законы руху планет, адкрытыя Кеплерам, устанавіў закон сусветнага цягацення. Па гэтаму закону, як вы ўжо ведаеце з курса фізікі, усе целы ў Сусвеце прыцягваюцца адно да другога з сілай, прама , прапарцыянальнай здабытку іх мас і адваротна прапарцыянальнай квадрату адлегласцей паміж імі:
F = у тіПІ2
28
Тут піі і т2—масы двух цел, г — адлегласць паміж імі, a у—каэфіцыент прапарцыянальнасці, які называецца гравітацыйнай пастаяннай. Яго лікавая велічыня залежыць ад адзінак, у якіх выражаны сіла, маса і адлегласць. Закон сусветнага цягацення тлумачыць рух планет і камет вакол Сонца, рух спадарожнікаў вакол планет, падвойных і кратных зорак вакол іх агульнага цэнтра мас.
Законы Кеплера дакладна выконваюцца толькі тады, калі разглядаюць рух двух ізаляваных цел пад уплывам іх узаемнага прыцяжэння. У сонечнай сістэме планет многа, усе яны не толькі прыцягваюцца Сонцам, але і прыцягваюць адна другую, таму іх рухі не ў дакладнасці падпарадкоўваюцца законам Кеплера.
Адхіленні ад руху, які адбываўся б строга па законах Кеплера, • называюцца парушэннямі. У сонечнай сістэме парушэнні невялікія, таму што прыцяжэнне кожнай планеты Сонцам значна мацнейшае, чым прыцяжэнне іншых планет.
Найбольшыя парушэнні ў сонечнай сістэме выклікае планета Юпітэр, якая прыкладна ў 300 разоў больш масіўная, чым Зямля. Юпітэр аказвае асабліва моцны ўплыў на рўх астэроідаў і камет, калі яны блізка да яго падыходзяць. У прыватнасці, калі напрамкі паскарэнняў каметы, выкліканыя прыцяжэннем Юпітэра і Сонца, супадаюць, то камета можа развіць такую вялікую скорасць, што, рухаючыся па гіпербале, назаўсёды пакіне сонечную сістэму. Былі выпадкі, калі прыцяжэнне Юпітэра стрымлівала камету, эксцэнтрысітэт яе арбіты рабіўся меншы і рэзка памяншаўся перыяд абарачэння.