јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > —клад ≥ масштаби сон¤чноњ системи

—клад ≥ масштаби сон¤чноњ системи

1. —клад ≥ масштаб —он¤чноњ системи.

—он¤чну систему становл¤ть —онце ≥ пла≠нети з њхн≥ми супутниками, що зор≥ знаход¤тьс¤ незр≥вн¤нно дал≥ в≥д нас, н≥ж планети. Ќайв≥ддален≥ша в≥д нас з в≥домих планет Ч ѕлутон знаходитьс¤ в≥д «емл≥ майже в 40 раз дал≥, н≥ж —он≠це. “а нав≥ть найближча до —онц¤ зор¤ в≥ддалена в≥д нас ще в 7000 раз б≥льше. ÷ю величезну р≥зницю в≥дстаней до планет ≥ з≥р сл≥д ч≥тко усв≥домити.

ƒев'¤ть великих планет обертаютьс¤ навколо —онц¤ по ел≥п≠сах (що мало в≥др≥зн¤ютьс¤ в≥д к≥л) майже в одн≥й площин≥, ” пор¤дку в≥ддаленн¤ в≥д —онц¤ Ч це ћеркур≥й, ¬енера, «емл¤, ћарс, ёп≥тер, —атурн, ”ран, Ќептун, ѕлутон.  р≥м них, у —о≠н¤чн≥й систем≥ безл≥ч малих планет (астероњд≥в), б≥льш≥сть з ¤ких рухаЇтьс¤ м≥ж орб≥тами ћарса ≥ ёп≥тера (див. передн≥й форзац). Ќавколо —онц¤ обертаютьс¤ також ко≠мети ' Ч невелик≥ т≥ла, оточен≥ обширною оболонкою з розр≥дженого газу. Ѕ≥льш≥сть з них мають ел≥птичн≥ орб≥ти, що виход¤ть за орб≥ту ѕлутона.  р≥м того, навколо —онц¤ обертаЇтьс¤ по ел≥псах безл≥ч метеорних т≥л розм≥ром в≥д п≥щинки до др≥бного астероњда. –азом з астероњдами ≥ кометами вони належать до малих т≥л —он¤чноњ системи. ѕрост≥р м≥ж планетами заповнений дуже розр≥дженим газом ≥ косм≥чним пилом. …ого пронизують електромагн≥тн≥ випром≥нюванн¤; в≥н Ї нос≥Їм магн≥тних ≥ грав≥≠тац≥йних пол≥в.

—онце в 109 раз б≥льше в≥д «емл≥ за д≥аметром ≥ приблизно в 333 000 раз масивн≥ше в≥д нењ. ћаса вс≥х планет становить лише близько 0,1 % маси —онц¤, тому воно силою свого т¤ж≥нн¤ скеровуЇ рух ус≥х член≥в —он¤чноњ системи.

2.  онф≥гурац≥њ планет.  онф≥гурац≥¤ми планет називають де¤к≥ характерн≥ взаЇмн≥ розм≥щенн¤ планет, «емл≥ ≥ —онц¤.

Ќасамперед зауважимо, що умови видимост≥ планет ≥з «емл≥ дуже в≥др≥зн¤ютьс¤ дл¤ планет внутр≥шн≥х (¬енера ≥ ћеркур≥й), орб≥ти ¤ких лежать усередин≥ земноњ орб≥ти, ≥ дл¤ планет зов≠н≥шн≥х (ус≥ ≥нш≥).

¬нутр≥шн¤ планета може опинитис¤ м≥ж «емлею ≥ —онцем або за —онцем. ” таких положенн¤х вона невидима, бо губитьс¤ в про≠м≥нн≥ —онц¤. ÷≥ положенн¤ називаютьс¤ сполученн¤ми планети ≥з —онцем. ” нижньому сполученн≥ планета най≠ближче до «емл≥, а у верхньому Ч найб≥льш в≥ддалена в≥д нас (мал. 1).

Ћегко бачити, що кут м≥ж напр¤мами в≥д «емл≥ на —онце й на внутр≥шню планету н≥коли не перевищуЇ певну величину, залишаю≠чись гострим. ÷ей граничний кут називаЇтьс¤ найб≥льшим в≥дда≠ленн¤м планети в≥д —онц¤. Ќайб≥льше в≥ддаленн¤ ћеркур≥¤ стано≠вить 28 ∞, ¬енери Ч 48∞. “ому внутр≥шн≥ планети завжди видно поблизу —онц¤ або ранком у сх≥дн≥й сторон≥ неба, або ввечер≥ Ч у зах≥дн≥й. „ерез близьк≥сть ћеркур≥¤ до —онц¤ побачити цю планету неозброЇним оком удаЇтьс¤ р≥дко.

¬енера в≥дходить в≥д —онц¤ на неб≥ на б≥льший кут ≥ буваЇ най¤скрав≥шою з ус≥х з≥р ≥ планет. ѕ≥сл¤ заходу —онц¤ вона довше залишаЇтьс¤ на неб≥ в пром≥нн≥ заграви ≥ нав≥ть на цьому фон≥ њњ ч≥тко видно. “ак само добре видно ¬енеру ≥ в пром≥нн≥ ранковоњ заграви. Ћегко зрозум≥ти, шо в п≥вденн≥й сторон≥ неба серед ноч≥ н≥ ћеркур≥¤, н≥ ¬енеру побачити не можна.

якщо, проход¤чи м≥ж «емлею ≥ —онцем, ћеркур≥й або ¬енера проектуютьс¤ на сон¤чний диск, то њх тод≥ видно на ньому ¤к маленьк≥ чорн≥ кружечки. “ак≥ проходженн¤ по диску —онц¤

п≥д час нижнього сполученн¤ ћер≠кур≥¤ ≥ особливо ¬енери бувають пор≥вн¤но р≥дко, не част≥ше н≥ж через 7Ч8 рок≥в.

ќсв≥тлену —онцем п≥вкулю внутр≥шньоњ планети при р≥зних положенн¤х њњ в≥дносно «емл≥ ми бачимо неоднаково (мал. 2). “ому дл¤ земних спостер≥гач≥в внутр≥шн≥ планети зм≥нюють своњ фази под≥бно до ћ≥с¤ц¤. ” ниж≠ньому сполученн≥ ≥з —онцем пла≠нети повернут≥ до нас своњм неосв≥тленим боком ≥ залишаютьс¤ невидимими. “рохи осторонь в≥д цього положенн¤ вони мають ви≠гл¤д серпа. ≤з зб≥льшенн¤м кутотовий д≥аметр њњ зменшуЇтьс¤, а ширина серпа стаЇ дедал≥ б≥льшою.  оли кут при планет≥ м≥ж напр¤мами на —онце ≥ на «емлю становить 90 ∞, ми бачи≠мо р≥вно половину осв≥тленоњ п≥вкул≥ планети. ѕовн≥стю така планета звернута до нас своЇю денною п≥вкулею п≥д час верх≠нього сполученн¤. јле тод≥ вона губитьс¤ в сон¤чному пром≥нн≥ ≥ стаЇ невидимою.

ћал.1.  онф≥гурац≥¤ планет

«овн≥шн≥ планети можуть знаходитис¤ в≥дносно «емл≥ за —онцем (у сполученн≥ з ним),¤к ћеркур≥й ≥ ¬енера, ≥ тод≥ вони теж губл¤тьс¤ в сон¤чному про≠м≥нн≥. јле вони можуть пере≠бувати й на продовженн≥ пр¤моњ л≥н≥њ —онце Ч- «емл¤, так що «емл¤ при цьому опин¤Їтьс¤ м≥ж планетою ≥ —онцем. “ака конф≥гурац≥¤ називаЇтьс¤ про≠тисто¤нн¤м. ¬она найзручн≥ша дл¤ спостережень планети, бо планета в цей час, по-перше, найближче до «емл≥, по-друге, повернута до нењ своЇю осв≥тленою п≥вкулею ≥, по-третЇ, знаход¤≠чись на неб≥ в протилежному —онцю м≥сц≥, планета буваЇ у верх≠н≥й кульм≥нац≥њ близько п≥вноч≥, тому њњ довго видно й до, ≥ п≥сл¤ п≥вноч≥.

ћоменти конф≥гурац≥й планет, умови њх видимост≥ в даному роц≥ подано в ЂЎк≥льному астроном≥чному календар≥ї.

2. —инодичн≥ пер≥оди обертанн¤ планет ≥ њх зв'¤зок ≥з сидеричними пер≥одами. ћи спостер≥гаЇмо планети ≥з «емл≥, ¤ка також обертаЇтьс¤ навколо —онц¤. ÷ей рух «емл≥ сл≥д вра≠ховувати, щоб визначити пер≥оди обертанн¤ планет у необертов≥й ≥нерц≥альн≥й систем≥ в≥дл≥ку, або, ¤к часто говор¤ть, в≥дносно з≥р.

ѕер≥од обертанн¤ планет навколо —онц¤ в≥дносно з≥р назива≠Їтьс¤ зор¤ним, або сидеричним пер≥одом.

„им ближче планета до —онц¤, тим б≥льш≥ њњ л≥н≥йна та куто≠ва швидкост≥ й тим коротший зор¤ний пер≥од обертанн¤ навколо —онц¤.

ќднак на основ≥ безпосередн≥х спостережень визначають не сидеричний пер≥од обертанн¤ планети, а пром≥жок часу м≥ж двома ѕ посл≥довними однойменними конф≥гурац≥¤ми, наприклад м≥ж ƒвома посл≥довними сполученн¤ми (протисто¤нн¤ми). ÷ей пер≥од називаЇтьс¤ синодичним пер≥одом обертанн¤. ¬изначивши на основ≥ спостережень синодичн≥ пер≥оди S, обчислюЇмо зор¤н≥ пер≥оди обертанн¤ планет T.

–озгл¤немо, ¤к же пов'¤зан≥ синодичний ≥ зор¤ний пер≥оди обертанн¤ планет на приклад≥ ћарса.

Ўвидк≥сть руху планет тим б≥льша, чим ближче вони до —онц¤. “ому п≥сл¤ протисто¤нн¤ ћарса «емл¤ починаЇ випереджати його. « кожним днем вона в≥дходитиме в≥д нього все дал≥.  оли «емл¤ випередить ћарс на повний оберт, то знову в≥дбудетьс¤ протисто¤нн¤.

—инодичний пер≥од зовн≥шньоњ планети Ч це пром≥жок часу, за ¤кий «емл¤ випереджаЇ планету на 360 ∞ у њхньому рус≥ навколо —онц¤.

 утова швидк≥сть «емл≥ (кут, ¤кий вона описуЇ за добу) становить , кутова швидк≥сть ћарса , де Ч к≥льк≥сть д≥б у роц≥, “ Ч зор¤ний пер≥од обертанн¤ планети в добах.

ќтже, за добу «емл¤ випереджаЇ планету на Ц . якщо S Ч синодичний пер≥од планети в добах, то через S д≥б «емл¤ випередить планету на 360∞, тобто

( Ц ) S = 3600, або

ƒл¤ внутр≥шн≥х планет, ¤к≥ обертаютьс¤ швидше за «емлю, “Å>“ (планета випереджаЇ «емлю), треба писати:

( Ц ) S = 3600, або

ƒл¤ ¬енери синодичний пер≥од становить 584 доби, дл¤ ћарса 780 д≥б.

1

Ќазва: —клад ≥ масштаби сон¤чноњ системи
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (744 прочитано)