астрономия


Чтобы посмотреть презентацию с картинками, оформлением и слайдами, скачайте ее файл и откройте в PowerPoint на своем компьютере.
Текстовое содержимое слайдов презентации:

Законы Кеплера – законы движения небесных тел С древнейших времен считалось, что небесные тела движутся по «идеальным кривым» - окружностям. Геоцентрическая система Птолемея Клавдий Птолемей (ок. 90 – ок. 160) В теории Николая Коперника, создателя гелиоцентрической системы мира, круговое движение также не подвергалось сомнению. Николай Коперник (1473–1543) Гелиоцентрическая система мира Коперника Наблюдаемое положение планет не соответствовало предвычисленному в соответствии с теорией кругового движения планет вокруг Солнца. почему В XVII веке ответ на этот вопрос искал немецкий астроном Иоганн Кеплер. Иоганн Кеплер (1571–1630 ) Тихо Браге (1546-1601) Иоганн Кеплер изучал движение Марса по результатам многолетних наблюдений датского астронома Тихо Браге. Рис. 1. Построениеорбиты Марса Кеплером Пусть, нам известно угловое расстояние Марса от точки весеннего равноденствия во время одного из противостояний планеты - его прямое восхождение a­1­, которое выражается углом gТ­1­М­1­, где Т­1­- положение Земли на орбите в этот момент, а М­1­- положение Марса. a1 T1 T2 a2 S g g M1 Очевидно, что спустя 687 суток (таков звёздный период обращения Марса) планета придёт в ту же точку орбиты. Если определить прямое восхождение планеты на эту дату, то, как видно из рис.1, можно указать положение планеты в пространстве, точнее, в плоскости её орбиты. Земля в этот момент находится в точке Т­2­, и, следовательно, угол gТ­2­М­2­ есть не что иное, как прямое восхождение Марса - a­2­. Повторив подобные операции для нескольких других противостояний Марса, Кеплер получил ещё целый ряд точек и, проведя по ним плавную кривую, построил орбиту этой планеты.Изучив расположение полученных точек, он обнаружил, что скорость движения планеты по орбите меняется, но при этомрадиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади.Впоследствии эта закономерность получила название второго закона Кеплера. Большая полуось орбиты планеты – это ее среднее расстояние от Солнца.Среднее расстояние Земли от Солнца принято в астрономии за единицу расстояния и называется астрономической единицей:1 а.е. = 149 600 000 км.Ближайшую к Солнцу точку орбиты называют перигелием (греч. пери – возле, около; Гелиос – Солнце), а наиболее удаленную – афелием (греч. апо – вдали). O S S1 A P Как известно, эллипсом называется кривая, у которой сумма расстояний от любой точки P до его фокусов есть величина постоянная. O- центр эллипса; S и S­1­- фокусы эллипса; AB- его большая ось. Половина этой величины (a), которую обычно называют большой полуосью, характеризует размер орбиты планеты. Ближайшая к Солнцу точка A называется перигелий, а наиболее удалённая от него точка B- афелий. Отличие эллипса от окружности характеризуется величиной его эксцентриситета: e = OS/OA. В том случае, когда эксцентриситет равен 0, фокусы и центр сливаются в одну точку- эллипс превращается в окружность. Законы Кеплера применимы не только к движению планет, но и к движению их естественных и искусственных спутников. Орбиты планет – эллипсы, мало отличающиеся от окружностей, так как их эксцентриситеты малы. По эллипсам движутся не только планеты, но и их естественные и искусственные спутники.Ближайшая к Земле точка орбиты Луны или искусственного спутника Земли называется перигеем (греч. Гея или Ге – Земля), а наиболее удаленная – апогеем. Перигей Апогей Перигелий Афелий М1 М2 М3 М4 Планеты движутся вокруг Солнца неравномерно:линейная скорость планет вблизи перигелия больше, чем вблизи афелия. У Марса вблизи перигелия скорость равна 26,5 км/с, а около афелия - 22 км/с.У некоторых комет орбиты настолько вытянуты, что вблизи Солнца их скорость доходит до 500 км/с, а в афелии снижается до 1 см/с. S Квадраты сидерических периодов обращений двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит: Третий закон Кеплера: Иллюстрация третьего закона Кеплера на примере движения спутников Земли Скорости близких к Солнцу планет значительно больше, чем скорости далеких. Квадраты сидерических периодов обращений двух планет относятся как кубы больших полуосей их орбит. Третий закон Кеплера Каждая планета движется по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце. Первый закон Кеплера Второй закон Кеплера Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равные площади.

Приложенные файлы

  • ppt 9769122
    Размер файла: 437 kB Загрузок: 0

Добавить комментарий