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Introdução
O céu estrelado sempre ocupou o imaginário das pessoas. Por que as estrelas acendem? Quantos deles brilham durante a noite? Eles estão longe de nós? O universo estelar tem limites? Desde a antiguidade, as pessoas pensam nestas e muitas outras questões, tentando compreender e compreender a estrutura do grande mundo em que vivemos.
As primeiras ideias que as pessoas têm sobre ele são preservadas em contos de fadas e lendas. Séculos e milênios se passaram antes que a ciência do Universo surgisse e recebesse profunda fundamentação e desenvolvimento, revelando-nos a maravilhosa próstata, a incrível ordem do universo. Não é à toa que na Grécia antiga era chamado de Cosmos, e esta palavra originalmente significava “ordem” e “beleza”.
Os sistemas mundiais são ideias sobre a localização no espaço e o movimento da Terra, do Sol, da Lua, dos planetas, das estrelas e de outros corpos celestes.
1. Imagem do mundo
No antigo livro indiano chamado "Rigveda", que significa "Livro dos Hinos", você pode encontrar uma descrição - uma das primeiras na história da humanidade - de todo o Universo como um todo. Segundo o Rig Veda, não é muito complicado. Contém, em primeiro lugar, a Terra. Aparece como uma superfície plana sem limites - “vasto espaço”. Esta superfície é coberta no topo pelo céu. E o céu é uma “abóbada” azul pontilhada de estrelas. Entre o céu e a Terra está o “ar luminoso”.
Isso estava muito longe da ciência. Mas algo mais é importante aqui. O objetivo ousado em si é notável e grandioso - abraçar todo o Universo com o pensamento. É daí que se origina a crença de que a mente humana é capaz de compreender, compreender, desvendar sua estrutura e criar uma imagem completa do mundo em sua imaginação.
2. Movimento dos planetas
Observando o movimento anual do Sol entre as estrelas, os povos antigos aprenderam a determinar antecipadamente o início de uma determinada estação. Eles dividiram a faixa do céu ao longo da eclíptica em 12 constelações, em cada uma das quais o Sol reside por cerca de um mês. Como já foi observado, essas constelações foram chamadas de zodiacais. Todos eles, com exceção de um, levam nomes de animais.
Os povos antigos associavam o seu trabalho agrícola ao nascer do sol antes do amanhecer de uma ou outra constelação, e isso se reflete nos próprios nomes das constelações. Assim, o aparecimento da constelação de Aquário no céu indicava a inundação esperada, o aparecimento de Peixes - o próximo movimento dos peixes para desovar. Com o aparecimento matinal da constelação de Virgem, iniciou-se a colheita de grãos, realizada principalmente por mulheres. Um mês depois, a constelação vizinha de Libra apareceu no céu, momento em que ocorria a pesagem e contagem da colheita.
Mesmo 2.000 aC. e. Observadores antigos notaram cinco luminares especiais entre as constelações zodiacais, que, mudando constantemente de posição no céu, passam de uma constelação zodiacal para outra. Posteriormente, os astrônomos gregos chamaram esses luminares de planetas, isto é, “errantes”. Estes são Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno, que mantiveram os nomes dos antigos deuses romanos em seus nomes até hoje. A Lua e o Sol também eram considerados luminares errantes.
Provavelmente, muitos séculos se passaram antes que os antigos astrônomos conseguissem estabelecer certos padrões no movimento dos planetas e, sobretudo, estabelecer os intervalos de tempo após os quais a posição do planeta no céu em relação ao Sol se repete. Este período de tempo foi mais tarde chamado de período sinódico da revolução do planeta. Depois disso, foi possível dar o próximo passo - construir um modelo geral do mundo, no qual seria atribuído um determinado lugar para cada um dos planetas e com o qual seria possível prever antecipadamente a posição do planeta. vários meses ou anos de antecedência.
De acordo com a natureza de seu movimento na esfera celeste em relação ao Sol, os planetas (em nosso entendimento) são divididos em dois grupos. Mercúrio e Vênus são chamados de internos ou inferiores, o resto - externos ou superiores.
A velocidade angular do Sol é maior que a velocidade do movimento direto do planeta superior. Portanto, o Sol ultrapassa gradativamente o planeta. Quanto aos planetas internos, no momento em que coincidem as direções do planeta e do Sol, ocorre a conjunção do planeta com o Sol. Depois que o Sol ultrapassa o planeta, ele se torna visível antes do nascer do sol, na segunda metade da noite. O momento em que o ângulo entre a direção do Sol e a direção do planeta é de 180 graus é chamado de oposição do planeta. Neste momento, ela está no meio do arco de seu movimento para trás. A distância de um planeta ao Sol 90 graus a leste é chamada de quadratura oriental, e 90 graus a oeste é chamada de quadratura ocidental. Todas as posições dos planetas em relação ao Sol aqui mencionadas (do ponto de vista de um observador terrestre) são chamadas de configurações.
Durante as escavações de antigas cidades e templos da Babilônia, foram descobertas dezenas de milhares de tabuinhas de argila com textos astronômicos. Sua decodificação mostrou que os antigos astrônomos babilônios monitoravam cuidadosamente a posição dos planetas no céu; eles conseguiram determinar seus períodos sinódicos e usar esses dados em seus cálculos.
3. Os primeiros modelos do mundo
Apesar do alto nível de conhecimento astronômico dos povos do antigo Oriente, suas visões sobre a estrutura do mundo limitavam-se a sensações visuais diretas. Portanto, na Babilônia havia visões segundo as quais a Terra tem a aparência de uma ilha convexa cercada por um oceano. Supostamente existe um “reino dos mortos” dentro da Terra. O céu é uma cúpula sólida apoiada na superfície da Terra e separando as "águas inferiores" (o oceano que flui ao redor da ilha da Terra) das águas "superiores" (chuva). Os corpos celestes estão ligados a esta cúpula; os deuses parecem viver acima do céu. O sol nasce pela manhã no portão leste e se põe no portão oeste, e à noite ele se move sob a Terra.
Segundo as ideias dos antigos egípcios, o Universo parece um grande vale que se estende de norte a sul, com o Egito no centro. O céu foi comparado a um grande telhado de ferro, sustentado por pilares, e estrelas penduradas nele em forma de lâmpadas.
Na China antiga, existia uma ideia segundo a qual a Terra tinha a forma de um retângulo plano, acima do qual um céu redondo e convexo era sustentado por pilares. O dragão enfurecido pareceu dobrar o pilar central, e como resultado a Terra se inclinou para o leste. Portanto, todos os rios da China fluem para o leste. O céu inclinou-se para oeste, de modo que todos os corpos celestes se movem de leste para oeste.
E somente nas colônias gregas na costa ocidental da Ásia Menor (Jônia), no sul da Itália e na Sicília, no século IV aC, começou o rápido desenvolvimento da ciência, em particular da filosofia, como uma doutrina da natureza. É aqui que a simples contemplação dos fenómenos naturais e a sua interpretação ingénua são substituídas por tentativas de explicar cientificamente estes fenómenos e desvendar as suas verdadeiras causas.
Um dos mais destacados pensadores gregos antigos foi Heráclito de Éfeso (c. 530 - 470 aC). Estas palavras pertencem a ele: “O mundo, um de todos, não foi criado por nenhum dos deuses ou por qualquer um dos povos, mas foi, é e será um fogo eternamente vivo, naturalmente aceso e naturalmente extinto...” Ao mesmo tempo, Pitágoras de Samos (c. 580 - 500 aC) expressou a ideia de que a Terra, como outros corpos celestes, tem a forma de uma bola. Pitágoras via o universo na forma de esferas de cristal transparentes concêntricas e aninhadas, às quais os planetas pareciam estar ligados. Neste modelo, a Terra foi colocada no centro do mundo, e as esferas da Lua, Mercúrio, Vênus, Sol, Marte, Júpiter e Saturno giravam em torno dela. Mais distante estava a esfera das estrelas fixas.
A primeira teoria da estrutura do mundo, explicando o movimento para frente e para trás dos planetas, foi criada pelo filósofo grego Eudoxo de Cnido (c. 408 - 355 aC). Ele propôs que cada planeta não tivesse uma, mas várias esferas ligadas umas às outras. Um deles faz uma revolução por dia em torno do eixo da esfera celeste na direção leste-oeste. O tempo de revolução do outro (na direção oposta) foi considerado igual ao período de revolução do planeta. Isso explicou o movimento do planeta ao longo da eclíptica. Foi assumido que o eixo da segunda esfera está inclinado em relação ao eixo da primeira em um determinado ângulo. A combinação de mais duas esferas com essas esferas permitiu explicar o movimento retrógrado em relação à eclíptica. Todas as características do movimento do Sol e da Lua foram explicadas usando três esferas. Eudoxo colocou as estrelas em uma esfera contendo todas as outras. Assim, Eudoxo reduziu todo o movimento visível dos corpos celestes à rotação de 27 esferas.
É oportuno lembrar que a ideia do movimento uniforme, circular e completamente regular dos corpos celestes foi expressa pelo filósofo Platão. Ele também sugeriu que a Terra está no centro do mundo, que a Lua, o Sol, depois a estrela da manhã Vênus, a estrela de Hermes, as estrelas de Ares, Zeus e Cronos giram em torno dela. Platão encontrou pela primeira vez nomes de planetas com nomes de deuses, coincidindo completamente com os da Babilônia. Platão formulou pela primeira vez uma tarefa para os matemáticos: descobrir com quais movimentos circulares uniformes e regulares é possível “salvar os fenômenos representados pelos planetas”. Em outras palavras, Platão estabeleceu a tarefa de construir um modelo geométrico do mundo, no centro do qual, é claro, deveria estar a Terra.
O aluno de Platão, Aristóteles (384 - 322 aC), começou a melhorar o sistema do mundo de Eudoxo. Visto que as opiniões deste notável filósofo e enciclopedista reinaram supremas na física e na astronomia por quase dois mil anos, irei me alongar sobre elas com mais detalhes.
Aristóteles, seguindo o filósofo Empédocles (c. 490 - 430 aC), sugeriu a existência de quatro “elementos”: terra, água, ar e fogo, de cuja mistura supostamente se originaram todos os corpos encontrados na Terra. Segundo Aristóteles, os elementos água e terra tendem naturalmente a se mover em direção ao centro do mundo (“para baixo”), enquanto o fogo e o ar se movem “para cima” para a periferia, e quanto mais rápido mais próximos estão de seu lugar “natural” . Portanto, no centro do mundo está a Terra, acima dela estão a água, o ar e o fogo. Segundo Aristóteles, o Universo é limitado no espaço, embora seu movimento seja eterno, não tem fim nem começo. Isso é possível justamente porque, além dos quatro elementos mencionados, existe também um quinto, a matéria indestrutível, que Aristóteles chamou de éter. Todos os corpos celestes supostamente consistem em éter, para o qual o movimento circular eterno é um estado natural. A "zona etérea" começa perto da Lua e se estende para cima, enquanto abaixo da Lua está o mundo dos quatro elementos.
É assim que o próprio Aristóteles descreve sua compreensão do universo: “O sol e os planetas giram em torno da Terra, que está imóvel no centro do mundo. Nosso fogo, quanto à sua cor, não tem nenhuma semelhança com a luz do sol, é de um branco deslumbrante. O sol não é feito de fogo; é um enorme acúmulo de éter; O calor do Sol é causado por sua ação sobre o éter durante sua revolução ao redor da Terra. Os cometas são fenômenos transitórios que nascem rapidamente na atmosfera e desaparecem com a mesma rapidez. A Via Láctea nada mais é do que vapores inflamados pela rápida rotação das estrelas próximas à Terra... Os movimentos dos corpos celestes, de modo geral, ocorrem com muito mais regularidade do que os movimentos observados na Terra; pois, como os corpos celestes são mais perfeitos do que quaisquer outros corpos, então lhes convém o movimento mais regular e, ao mesmo tempo, o mais simples, e tal movimento só pode ser circular, porque neste caso o movimento é ao mesmo tempo uniforme. . Os corpos celestes movem-se livremente como os deuses, dos quais estão mais próximos do que dos habitantes da Terra; Portanto, os luminares não precisam de descanso quando se movem e contêm dentro de si a razão de seu movimento. As regiões mais altas do céu, mais perfeitas, contendo estrelas fixas, possuem portanto o movimento mais perfeito – sempre para a direita. Quanto à parte do céu mais próxima da Terra, e portanto menos perfeita, esta parte serve como localização de luminares muito menos perfeitos, como os planetas. Estas últimas movem-se não só para a direita, mas também para a esquerda e, além disso, em órbitas inclinadas às órbitas das estrelas fixas. Todos os corpos pesados tendem para o centro da Terra, e como todo corpo tende para o centro do Universo, portanto a Terra deve estar imóvel neste centro.”
Ao construir seu sistema do mundo, Aristóteles usou as ideias de Eudoxo sobre esferas concêntricas nas quais os planetas estão localizados e que giram em torno da Terra. De acordo com Aristóteles, a causa raiz desse movimento é o “pioneiro” - uma esfera rotativa especial localizada atrás da esfera de “estrelas fixas”, que põe todo o resto em movimento. De acordo com este modelo, apenas uma esfera em cada um dos planetas gira de leste para oeste, as outras três - na direção oposta. Aristóteles acreditava que a ação dessas três esferas deveria ser compensada por três esferas internas adicionais pertencentes ao mesmo planeta. É neste caso que cada planeta subsequente (em direção à Terra) é afetado apenas pela rotação diária. Assim, no sistema mundial de Aristóteles, o movimento dos corpos celestes foi descrito usando 55 conchas esféricas de cristal sólido.
Posteriormente, foram identificadas oito camadas concêntricas (céus) neste sistema do mundo, que transmitiam seu movimento entre si (Fig. 1). Em cada camada havia sete esferas movendo um determinado planeta.
Durante a época de Aristóteles, outras visões sobre a estrutura do mundo também foram expressas, em particular, que não é o Sol que gira em torno da Terra, mas que a Terra, juntamente com outros planetas, gira em torno do Sol. Aristóteles apresentou um argumento sério contra isso: se a Terra se movesse no espaço, então esse movimento levaria a um movimento visível regular das estrelas no céu. Como sabemos, este efeito (o deslocamento paralático anual das estrelas) foi descoberto apenas em meados do século XIX, 2.150 anos depois de Aristóteles...
Nos seus anos de declínio, Aristóteles foi acusado de ateísmo e fugiu de Atenas. Na verdade, na sua compreensão do mundo ele oscilou entre o materialismo e o idealismo. Suas visões idealistas e, em particular, a ideia da Terra como centro do universo foram adaptadas para defender a religião. É por isso que, em meados do segundo milénio d.C., a luta contra as opiniões de Aristóteles tornou-se uma condição necessária para o desenvolvimento da ciência...
4. O primeiro sistema heliocêntrico
Os contemporâneos de Aristóteles já sabiam que o planeta Marte em oposição, assim como Vênus durante o movimento retrógrado, são muito mais brilhantes do que em outras épocas. Segundo a teoria das esferas, elas deveriam permanecer sempre à mesma distância da Terra. É por isso que surgiram então outras ideias sobre a estrutura do mundo.
Assim, Heráclito do Ponto (388 - 315 a.C.) assumiu que a Terra se move “... rotativamente, em torno do seu eixo, como uma roda, de oeste para leste em torno do seu próprio centro”. Ele também expressou a ideia de que as órbitas de Vênus e Mercúrio são círculos com o Sol no centro. Juntamente com o Sol, esses planetas parecem girar em torno da Terra.
Aristarco de Samos (c. 310-230 aC) tinha opiniões ainda mais ousadas. O notável cientista grego Arquimedes (c. 287 - 212 aC) em sua obra “Psammit” (“Cálculo de grãos de areia”), dirigindo-se a Gelon de Siracusa, escreveu sobre as opiniões de Aristarco da seguinte forma:
“Você sabe que, segundo alguns astrônomos, o mundo tem o formato de uma bola, cujo centro coincide com o centro da Terra, e o raio é igual ao comprimento da linha reta que liga os centros da Terra e o Sol. Mas Aristarco de Samos, nas suas “Propostas” escritas contra os astrónomos, rejeitando esta ideia, chega à conclusão de que o mundo é muito maior do que acabamos de indicar. Ele acredita que as estrelas fixas e o Sol não mudam de lugar no espaço, que a Terra se move em círculo ao redor do Sol, que está no seu centro, e que o centro da esfera das estrelas fixas coincide com o centro de o Sol, e o tamanho desta esfera é tal que o círculo descrito por sua suposição, a Terra está à distância das estrelas fixas na mesma relação que o centro da bola está à sua superfície.”
5. Sistema ptolomaico
O surgimento da astronomia como ciência exata começou graças ao trabalho do notável cientista grego Hiparco. Ele foi o primeiro a iniciar observações astronômicas sistemáticas e sua análise matemática abrangente, lançou as bases da astronomia esférica e da trigonometria, desenvolveu a teoria do movimento do Sol e da Lua e, com base nela, métodos para pré-cálculo de eclipses.
Hiparco descobriu que o movimento aparente do Sol e da Lua no céu é desigual. Portanto, ele chegou à conclusão de que essas luminárias se movem uniformemente em órbitas circulares, mas o centro do círculo está deslocado em relação ao centro da Terra. Essas órbitas foram chamadas de excêntricas. Hiparco compilou tabelas a partir das quais era possível determinar a posição do Sol e da Lua no céu para qualquer dia do ano. Quanto aos planetas, então, como observou Ptolomeu, ele “não fez nenhuma outra tentativa de explicar o movimento dos planetas, mas contentou-se em colocar em ordem as observações feitas antes dele, acrescentando-lhes um número muito maior de suas próprias observações. Limitou-se a apontar aos seus contemporâneos o caráter insatisfatório de todas as hipóteses com a ajuda das quais alguns astrônomos pensavam explicar o movimento dos corpos celestes.”
Graças ao trabalho de Hiparco, os astrônomos abandonaram as esferas de cristal imaginárias propostas por Eudoxo e passaram para construções mais complexas usando epiciclos e deferentes, propostas ainda antes de Hiparco por Apolo de Perga. A forma clássica da teoria dos movimentos epicíclicos foi dada por Cláudio Ptolomeu.
A principal obra de Ptolomeu, “Sintaxe Matemática em 13 Livros”, ou, como os árabes mais tarde a chamaram, “Almagesto” (“O Maior”), tornou-se conhecida na Europa medieval apenas no século XII. Em 1515 foi publicado em latim, traduzido do árabe, e em 1528, traduzido do grego. O Almagesto foi publicado três vezes em grego e em 1912 foi publicado em alemão.
"Almagest" é uma verdadeira enciclopédia da astronomia antiga. Neste livro, Ptolomeu fez o que nenhum de seus antecessores poderia fazer. Ele desenvolveu um método com o qual era possível calcular a posição de um ou outro planeta em um determinado momento. Isso não foi fácil para ele, e em certo lugar ele comentou:
“Parece mais fácil mover os próprios planetas do que compreender o seu movimento complexo...”
Ao “estabelecer” a Terra no centro do mundo, Ptolomeu representou o movimento aparentemente complexo e desigual de cada planeta como a soma de vários movimentos circulares simples e uniformes.
Segundo Ptolomeu, cada planeta se move uniformemente em um pequeno círculo - um epiciclo. O centro do epiciclo, por sua vez, desliza uniformemente ao longo da circunferência de um grande círculo denominado deferente. Para melhor combinar a teoria com os dados observacionais, foi necessário assumir que o centro do deferente está deslocado em relação ao centro da Terra. Mas isso não foi o suficiente. Ptolomeu foi forçado a assumir que o movimento do centro do epiciclo ao longo do deferente é uniforme (ou seja, sua velocidade angular de movimento é constante), se considerarmos esse movimento não do centro do deferente O e não do centro de da Terra T, mas de algum “ponto de nivelamento” E, mais tarde chamado de equant.
Combinando observações com cálculos, Ptolomeu obteve pelo método de aproximações sucessivas que as razões entre os raios dos epiciclos e os raios dos deferentes para Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno são iguais a 0,376, 0,720, 0,658, 0,192 e 0,103, respectivamente . É curioso que para pré-calcular a posição do planeta no céu não fosse necessário saber a distância ao planeta, mas apenas a mencionada relação entre os raios dos epiciclos e deferentes.
Ao construir seu modelo geométrico do mundo, Ptolomeu levou em consideração o fato de que durante seu movimento os planetas se desviam um pouco da eclíptica. Portanto, para Marte, Júpiter e Saturno, ele “inclinou” os planos dos deferentes para a eclíptica e o plano dos epiciclos para os planos dos deferentes. Para Mercúrio e Vênus ele introduziu vibrações ascendentes e descendentes usando pequenos círculos verticais. Em geral, para explicar todas as características observadas naquela época no movimento dos planetas, Ptolomeu introduziu 40 epiciclos. O sistema mundial ptolomaico, no centro do qual está a Terra, é denominado geocêntrico.
Além da razão entre os raios dos epiciclos e dos deferentes, para comparar a teoria com as observações, foi necessário especificar os períodos de revolução ao longo desses círculos. De acordo com Ptolomeu, todos os planetas superiores completam uma revolução completa ao longo do círculo dos epiciclos no mesmo período de tempo que o Sol ao longo da eclíptica, ou seja, em um ano. Portanto, os raios dos epiciclos desses planetas, direcionados aos planetas, são sempre paralelos à direção da Terra ao Sol. Para os planetas inferiores - Mercúrio e Vênus - o período de revolução ao longo do epiciclo é igual ao período de tempo durante o qual o planeta retorna ao seu ponto inicial no céu. Durante os períodos de rotação do centro do epiciclo ao longo da circunferência do deferente, o quadro é invertido. Para Mercúrio e Vênus são iguais a um ano. Portanto, os centros de seus epiciclos sempre estão na linha reta que liga o Sol e a Terra. Para os planetas exteriores, são determinados pelo tempo durante o qual o planeta, tendo descrito um círculo completo no céu, retorna às mesmas estrelas.
Seguindo Aristóteles, Ptolomeu tentou refutar a ideia do possível movimento da Terra. Ele escreveu:
“Há quem afirma que nada nos impede de assumir que o céu está imóvel e que a terra gira em seu eixo de oeste para leste, e que faz essa revolução todos os dias. É verdade que, falando em luminárias, nada nos impede de assumir isso com maior simplicidade, se levarmos em conta apenas os movimentos visíveis. Mas essas pessoas não percebem o quão ridícula é essa opinião se você observar atentamente tudo o que acontece ao nosso redor e no ar. Se concordarmos com eles - o que na realidade não concordamos - que os corpos mais leves não se movem de todo ou se movem da mesma forma que os corpos pesados, enquanto, obviamente, os corpos aéreos se movem com maior velocidade do que os corpos terrestres; se concordássemos com eles que os objetos mais densos e pesados têm movimento próprio, rápido e constante, quando na verdade eles se movem com dificuldade devido aos choques que lhes são transmitidos, ainda assim essas pessoas teriam que admitir que a Terra, devido à sua rotação teria um movimento muito mais rápido do que todos aqueles que ocorrem ao seu redor, pois faria um círculo tão grande em tão pouco tempo. Assim, os corpos que sustentariam a Terra pareceriam estar sempre se movendo na direção oposta a ela, e nenhuma nuvem, nada voando ou arremessado pareceria jamais estar se dirigindo para o leste, pois a Terra superaria qualquer movimento nesta direção. .”
Do ponto de vista moderno, podemos dizer que Ptolomeu superestimou o papel da força centrífuga. Ele também aderiu à afirmação errônea de Aristóteles de que, num campo gravitacional, os corpos caem a velocidades proporcionais às suas massas...
Em geral, como observou A. Pannekoek, o “Trabalho Matemático” de Ptolomeu “foi uma procissão carnavalesca de geometria, uma celebração da criação mais profunda da mente humana na representação do Universo... A obra de Ptolomeu aparece diante de nós como um grande monumento à ciência da antiguidade antiga...”.
Após o grande florescimento da cultura antiga no continente europeu, iniciou-se um período de estagnação e regressão. Este período sombrio de mais de mil anos foi chamado de Idade Média.
Foi precedido pela transformação do Cristianismo na religião dominante, na qual não havia lugar para a ciência altamente desenvolvida da antiguidade antiga. Nessa época houve um retorno às ideias mais primitivas sobre uma Terra plana.
E só a partir do século XI. sob a influência do crescimento das relações comerciais, com o esforço nas cidades de uma nova classe - a burguesia. A vida espiritual na Europa começou a despertar. Em meados do século XIII. A filosofia de Aristóteles foi adaptada à teologia cristã, as decisões dos concílios da igreja que proibiam as ideias filosóficas naturais do grande filósofo grego antigo foram canceladas. As opiniões de Aristóteles sobre a estrutura do mundo logo se tornaram elementos integrantes da fé cristã. Agora não era mais possível duvidar que a Terra tem o formato de uma bola instalada no centro do mundo e que todos os corpos celestes giram em torno dela. O sistema ptolomaico tornou-se, por assim dizer, um acréscimo a Aristóteles, ajudando a realizar cálculos específicos das posições dos planetas.
Ptolomeu determinou os principais parâmetros de seu modelo de mundo com grande habilidade e precisão. Com o tempo, porém, os astrônomos começaram a se convencer de que havia discrepâncias entre a verdadeira posição do planeta no céu e a calculada. Assim, no início do século XII, o planeta Marte encontrava-se a dois graus de distância do local onde deveria estar segundo as tabelas de Ptolomeu.
Para explicar todas as características do movimento dos planetas no céu, foi necessário introduzir para cada um deles até dez ou mais epiciclos com raios cada vez menores, de modo que o centro do epiciclo menor girasse em torno do círculo do maior. . No século 16, os movimentos do Sol, da Lua e de cinco planetas eram explicados usando mais de 80 círculos! No entanto, as observações separadas por grandes períodos de tempo eram difíceis de “encaixar” neste esquema. Foi necessário introduzir novos epiciclos, alterar ligeiramente seus raios e deslocar os centros dos deferentes em relação ao centro da Terra. Em última análise, o sistema geocêntrico de Ptolomeu, sobrecarregado com epiciclos e equantes, entrou em colapso devido à sua própria gravidade...
6. O Mundo de Copérnico
O livro de Copérnico, publicado no ano de sua morte, em 1543, trazia o modesto título: “Sobre a rotação das esferas celestes”. Mas isto foi uma derrubada completa da visão de mundo de Aristóteles. O complexo colosso de esferas ocas de cristal transparentes é coisa do passado. A partir daí, iniciou-se uma nova era na nossa compreensão do Universo. Continua até hoje.
Graças a Copérnico, aprendemos que o Sol ocupa a sua posição adequada no centro do sistema planetário. A Terra não é o centro do mundo, mas um dos planetas comuns que giram em torno do Sol. Então tudo se encaixou. A estrutura do sistema solar foi finalmente resolvida.
Outras descobertas de astrônomos expandiram a família de grandes planetas. Existem nove deles: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão. Nesta ordem eles ocupam suas órbitas ao redor do Sol. Muitos pequenos corpos do Sistema Solar foram descobertos - asteróides e cometas. Mas isto não mudou a nova imagem copernicana do mundo. Pelo contrário, todas estas descobertas apenas o confirmam e esclarecem.
Agora entendemos que vivemos em um planeta pequeno, como uma bola. A Terra gira em torno do Sol em uma órbita não muito diferente de um círculo. O raio deste círculo é próximo de 150 milhões de quilômetros.
A distância do Sol a Saturno, o planeta mais distante conhecido na época de Copérnico, é aproximadamente dez vezes o raio da órbita da Terra. Esta distância foi determinada de forma totalmente correta por Copérnico. O tamanho do Sistema Solar - a distância do Sol à órbita do nono planeta, Plutão, é quase quatro vezes maior e tem aproximadamente 6 bilhões de quilômetros.
Esta é a imagem do Universo em nosso ambiente imediato. Este é o mundo segundo Copérnico.
Mas o Sistema Solar não é todo o Universo. Podemos dizer que este é apenas o nosso mundinho. E as estrelas distantes? Copérnico não se arriscou a expressar qualquer opinião definitiva sobre eles. Ele simplesmente os deixou no mesmo lugar, não na esfera distante onde Aristóteles os tinha, e apenas disse, e com bastante razão, que a distância até as estrelas é muitas vezes maior que o tamanho das órbitas planetárias. Como os cientistas antigos, ele imaginou o Universo como um espaço fechado, limitado a esta esfera.
7. Sol e estrelas
Em uma noite clara e sem lua, quando nada interfere na observação, uma pessoa com visão aguçada não verá mais do que dois a três mil pontos tremeluzentes no céu. A lista compilada no século 2 aC pelo famoso astrônomo grego Hiparco e posteriormente complementada por Ptolomeu contém 1.022 estrelas. Hevelius, o último astrônomo a fazer tais cálculos sem a ajuda de um telescópio, elevou o número para 1533.
Mas já na antiguidade suspeitavam da existência de um grande número de estrelas invisíveis aos olhos. Demócrito, o grande cientista da antiguidade, disse que a faixa esbranquiçada que se estende por todo o céu, que chamamos de Via Láctea, é na verdade uma combinação de luz de muitas estrelas individualmente invisíveis. As disputas sobre a estrutura da Via Láctea continuaram durante séculos. A solução – em favor da suposição de Demócrito – veio em 1610, quando Galileu relatou as primeiras descobertas feitas no céu usando um telescópio. Ele escreveu com compreensível entusiasmo e orgulho que havia conseguido “tornar disponíveis aos olhos estrelas que nunca haviam sido visíveis antes e cujo número é pelo menos dez vezes maior do que o número de estrelas conhecidas desde os tempos antigos”.
Mas esta grande descoberta ainda deixou o mundo das estrelas misterioso. Estarão todos eles, visíveis e invisíveis, realmente concentrados em uma fina camada esférica ao redor do Sol?
Mesmo antes da descoberta de Galileu, foi expressa uma ideia completamente inesperada, na época notavelmente ousada. Pertence a Giordano Bruno, cujo trágico destino é conhecido de todos. Bruno apresentou a ideia de que o nosso Sol é uma das estrelas do Universo. Apenas um entre muitos, e não o centro de todo o Universo. Mas então qualquer outra estrela também pode ter o seu próprio sistema planetário.
Se Copérnico indicou que o lugar da Terra não estava no centro do mundo, então Bruno e o Sol privaram esse privilégio.
A ideia de Bruno deu origem a muitas consequências marcantes. Dele seguiu-se uma estimativa das distâncias até as estrelas. Na verdade, o Sol é uma estrela, como as outras, mas apenas a que está mais próxima de nós. É por isso que é tão grande e brilhante. E até que ponto a luminária deve ser movida para que se pareça, por exemplo, com Sirius? A resposta a esta pergunta foi dada pelo astrônomo holandês Huygens (1629 - 1695). Ele comparou o brilho desses dois corpos celestes e descobriu o seguinte: Sirius está centenas de vezes mais longe de nós do que o Sol.
Para imaginar melhor quão grande é a distância até a estrela, digamos que um raio de luz viajando 300 mil quilômetros em um segundo leve vários anos para viajar de Sirius até nós. Os astrônomos falam, neste caso, de uma distância de vários anos-luz. De acordo com dados modernos e atualizados, a distância até Sirius é de 8,7 anos-luz. E a distância de nós ao sol é de apenas 8 minutos-luz.
É claro que estrelas diferentes diferem umas das outras (isso é levado em consideração na estimativa moderna da distância até Sirius). Portanto, determinar as distâncias até eles ainda hoje permanece uma tarefa muito difícil e às vezes simplesmente insolúvel para os astrônomos, embora muitos novos métodos tenham sido inventados para isso desde a época de Huygens.
Conclusão
Conhecemos a estrutura do Universo num enorme volume de espaço que leva milhares de milhões de anos-luz a percorrer. Mas o pensamento curioso de uma pessoa procura penetrar ainda mais. O que está além dos limites da região observável do mundo? O Universo é infinito em volume? E a sua expansão – por que começou e continuará sempre no futuro? Qual é a origem da massa “oculta”? E finalmente, como começou a vida inteligente no Universo?
Existe em algum outro lugar além do nosso planeta? Ainda não há respostas definitivas e completas para essas perguntas.
O universo é inesgotável. A sede de conhecimento também é incansável, obrigando as pessoas a fazerem cada vez mais perguntas novas sobre o mundo e a buscarem persistentemente respostas para elas.
sol lua planeta estrela
Bibliografia
1. Espaço: Coleção. “Literatura Científica Popular” (Compilado por Yu. I. Koptev e S. A. Nikitin; Artigo introdutório do Acadêmico Yu. A. Osipyan; Design e layout de V. Italiantsev; Desenho de E. Azanov, N. Kotlyarovsky, V. Tsikoty. - L.: Det. lit., 1987 - 223 p., il.)
2. I. A. Klimishin. “Astronomia dos nossos dias” - M.: “Ciência”., 1976. - 453 páginas.
3. A. N. Tomilin. “Céu da Terra. Ensaios sobre a história da astronomia” (Editor científico e autor do prefácio, Doutor em Ciências Físicas e Matemáticas K.F. Ogorodnikov. Desenho de T. Obolenskaya e B. Starodubtsev. L., “Det. lit.”, 1974. - 334 pp. ., ilustração .)
4. “Dicionário Enciclopédico de um Jovem Astrônomo” (Compilado por N.P. Erpylev. - 2ª ed., revisado e complementado. - M.: Pedagogika, 1986. - 336 pp., III.
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Sol. O movimento do Sol é o mais simples, ele se move em relação às estrelas, movendo-se sempre de oeste para leste (no sentido oposto à rotação diária da esfera celeste) e faz uma revolução completa, ou seja, retorna ao seu original posição relativa às estrelas fixas, após 365,2564 dias ensolarados médios. Este período é denominado ano sideral. A trajetória do Sol em relação às estrelas é chamada de eclíptica. A velocidade do movimento do Sol ao longo da eclíptica não é constante (isso se deve à elipticidade da órbita da Terra). Ele se move mais rapidamente no início de janeiro (aproximadamente 1°7" por dia) e mais lentamente no início de julho (aproximadamente 57" por dia).
Lua. O movimento aparente da Lua parece simples à primeira vista. Ele, invariavelmente tendo um movimento direto, muda em relação às estrelas de 12 a 13° por dia. O período completo de revolução da Lua é chamado de mês. Um exame mais detalhado revela características muito complexas do seu movimento – de tal forma que as equações da mecânica celeste que descrevem o movimento da Lua incluem milhares de termos.
Planetas. No seu movimento aparente, os planetas permanecem sempre próximos da eclíptica, a sua distância máxima não ultrapassa os 6° (a exceção é Plutão, para o qual este valor pode atingir até 17°). O cinturão de 6° de largura em cada lado da eclíptica é chamado de Zodíaco. O caminho aparente de qualquer planeta, traçado em um mapa estelar, é uma curva complexa com ziguezagues e voltas. Na maioria das vezes, os planetas se movem em relação às estrelas da mesma forma que o Sol, ou seja, de oeste para leste (movimento direto). Após um determinado período de tempo específico de cada planeta (dependendo do período de sua revolução ao redor do Sol), o planeta desacelera seu movimento direto e, por assim dizer, para (parado). Então começa a se mover na direção oposta, ou seja, de leste para oeste (movimento retrógrado). A duração do período de tal movimento para o mesmo planeta é aproximadamente a mesma todas as vezes (para Mercúrio cerca de 17 dias, Vênus - 41 dias, Marte - 70 dias, etc.). Perto do final do período de movimento retrógrado, a velocidade do movimento do planeta diminui novamente, então uma paralisação é observada e o planeta retoma seu movimento direto (para uma explicação do movimento aparente dos planetas, veja: o artigo Heliocêntrico sistema do mundo). O movimento aparente dos planetas inferiores ocorre de tal forma que sua distância máxima do Sol não ultrapassa um determinado valor (ver: Alongamento). Ao contrário dos planetas superiores, os inferiores possuem dois tipos de conjunções: superiores e inferiores. O planeta inferior, tendo passado pela conjunção superior (neste momento tem movimento direto, mais rápido que o Sol), afasta-se do Sol para leste e torna-se visível como uma estrela vespertina, diminuindo gradativamente seu movimento. Tendo atingido seu alongamento oriental máximo, o planeta tem uma velocidade de avanço menor que a velocidade do Sol. Gradualmente alcança o planeta e entra em conjunção inferior com ele. Neste momento o planeta está em movimento retrógrado. Após passar pela conjunção inferior, o Sol avança à frente do planeta, que logo se torna visível no céu matinal como uma estrela da manhã. Tendo atingido o alongamento ocidental máximo, o planeta novamente começa a se mover mais rápido que o Sol, alcança-o, entra em conjunção superior com ele e todo o ciclo se repete novamente.
MOVIMENTO VISÍVEL
Nós, observando o céu da Terra, temos a impressão (em oposição à realidade objetiva) de que o Sol gira em torno de nós - quando na verdade gira. nós giramos em torno dele... Este fenômeno é chamado de movimento aparente. Na astrologia, a posição dos planetas é determinada em relação à Terra, não ao Sol. Assim, falam em longitude “geocêntrica”* (do grego Gea – Terra), e não em “heliocêntrica” (do grego Helios – Sol).
MOVIMENTO VISÍVEL
Tornou-se uma tradição astrológica falar sobre o zodíaco e os corpos celestes como se girassem em torno da Terra, enquanto a Terra permanece imóvel. Para que outras pessoas não pensem que a astrologia está presa a uma visão pré-pernicana do mundo, os astrólogos às vezes esclarecem que estamos falando do movimento visível de estrelas e planetas. Assim, os astrólogos seguem uma tradição bem conhecida baseada no aparecimento e desaparecimento diário do Sol (por exemplo, o “nascer” e “o pôr” da luminária), enquanto a maioria dos residentes dos países desenvolvidos sabe que é a rotação axial do a Terra que causa esse movimento aparente.
As leis do movimento planetário, que foram descobertas por Johannes Kepler (1571-1630) e se tornaram as primeiras leis das ciências naturais em seu entendimento moderno, também desempenharam um papel importante na formação de ideias sobre a estrutura do sistema solar. O trabalho de Kepler criou a oportunidade de generalizar o conhecimento da mecânica daquela época na forma das leis da dinâmica e da lei da gravitação universal, posteriormente formuladas por Isaac Newton. Muitos cientistas até o início do século XVII. acreditava que o movimento dos corpos celestes deveria ser uniforme e ocorrer ao longo da curva “mais perfeita” - um círculo. Somente Kepler conseguiu superar esse preconceito e estabelecer a forma real das órbitas planetárias, bem como o padrão de mudanças na velocidade de movimento dos planetas à medida que giram em torno do Sol. Em suas pesquisas, Kepler partiu da convicção de que “o número governa o mundo”, expressa por Pitágoras. Ele procurou relações entre várias quantidades que caracterizam o movimento dos planetas - o tamanho das órbitas, o período de revolução, a velocidade. Kepler agiu virtualmente cegamente, de forma puramente empírica. Ele tentou comparar as características do movimento dos planetas com os padrões da escala musical, o comprimento dos lados dos polígonos descritos e inscritos nas órbitas dos planetas, etc. Kepler precisava construir as órbitas dos planetas, passar do sistema de coordenadas equatoriais, indicando a posição do planeta na esfera celeste, para um sistema de coordenadas, indicando sua posição no plano orbital. Ele usou suas próprias observações do planeta Marte, bem como muitos anos de determinações das coordenadas e configurações deste planeta realizadas por seu professor Tycho Brahe. Kepler considerou a órbita da Terra (numa primeira aproximação) um círculo, o que não contradiz as observações. Para construir a órbita de Marte, ele utilizou o método mostrado na figura abaixo.
Deixe-nos saber a distância angular de Marte do ponto do equinócio vernal durante uma das oposições do planeta - sua ascensão reta "15 que é expressa pelo ângulo g(gama)Т1М1, onde T1 é a posição da Terra em órbita em neste momento, e M1 é a posição de Marte. Obviamente, após 687 dias (este é o período sideral da órbita de Marte), o planeta chegará ao mesmo ponto da sua órbita.
Se determinarmos a ascensão reta de Marte nesta data, então, como pode ser visto na figura, podemos indicar a posição do planeta no espaço, mais precisamente, no plano de sua órbita. A Terra neste momento está no ponto T2 e, portanto, o ângulo gT2M1 nada mais é do que a ascensão reta de Marte - a2. Tendo repetido operações semelhantes para várias outras oposições de Marte, Kepler obteve toda uma série de pontos e, traçando uma curva suave ao longo deles, construiu a órbita deste planeta. Tendo estudado a localização dos pontos obtidos, descobriu que a velocidade da órbita do planeta muda, mas ao mesmo tempo o vetor raio do planeta descreve áreas iguais em períodos iguais de tempo. Posteriormente, esse padrão foi chamado de segunda lei de Kepler.
Nesse caso, o vetor raio é um segmento variável que conecta o Sol e o ponto da órbita em que o planeta está localizado. AA1, BB1 e CC1 são os arcos que o planeta percorre em períodos iguais de tempo. As áreas das figuras sombreadas são iguais entre si. De acordo com a lei da conservação da energia, a energia mecânica total de um sistema fechado de corpos entre os quais atuam as forças gravitacionais permanece inalterada durante quaisquer movimentos dos corpos deste sistema. Portanto, a soma das energias cinética e potencial do planeta que se move ao redor do Sol é constante em todos os pontos da órbita e é igual à energia total. À medida que o planeta se aproxima do Sol, a sua velocidade aumenta e a sua energia cinética aumenta, mas à medida que a distância ao Sol diminui, a sua energia potencial diminui. Tendo estabelecido o padrão de mudanças na velocidade de movimento dos planetas, Kepler decidiu determinar a curva ao longo da qual eles giram em torno do Sol. Ele se deparou com a necessidade de escolher uma das duas soluções possíveis: 1) assumir que a órbita de Marte é um círculo, e assumir que em algumas partes da órbita as coordenadas calculadas do planeta divergem das observações (devido a erros de observação) por 8"; 2 ) para assumir que as observações não contêm tais erros e que a órbita não é um círculo. Confiante na precisão das observações de Tycho Brahe, Kepler escolheu a segunda solução e descobriu que a melhor posição de Marte no a órbita coincide com uma curva chamada elipse, enquanto o Sol não está localizado no centro da elipse. Como resultado, uma lei foi formulada, que é chamada de primeira lei de Kepler. em um dos focos em que o Sol está localizado.
Como se sabe, uma elipse é uma curva em que a soma das distâncias de qualquer ponto P aos seus focos é um valor constante. A figura mostra: O - centro da elipse; S e S1 são os focos da elipse; AB é seu eixo maior. Metade desse valor (a), que normalmente é chamado de semieixo maior, caracteriza o tamanho da órbita do planeta. O ponto A mais próximo do Sol é chamado de periélio, e o ponto B mais distante dele é chamado de afélio. A diferença entre uma elipse e um círculo é caracterizada pela magnitude de sua excentricidade: e = OS/OA. No caso em que a excentricidade é igual a O, os focos e o centro se fundem em um ponto - a elipse se transforma em um círculo.
Vale ressaltar que o livro em que Kepler publicou as duas primeiras leis que descobriu em 1609 se chamava “Nova Astronomia, ou Física dos Céus, Apresentada nas Investigações do Movimento do Planeta Marte...”. Ambas as leis, publicadas em 1609, revelam a natureza do movimento de cada planeta separadamente, o que não satisfez Kepler. Ele continuou sua busca pela “harmonia” no movimento de todos os planetas e 10 anos depois conseguiu formular a terceira lei de Kepler:
T1 ^ 2 / T2 ^ 2 = a1 ^ 3 / a2 ^ 3
Os quadrados dos períodos siderais de revolução dos planetas estão relacionados entre si, como os cubos dos semieixos maiores de suas órbitas. Isto é o que Kepler escreveu após a descoberta desta lei: “O que há 16 anos decidi procurar,<... >finalmente encontrada, e esta descoberta superou todas as minhas expectativas mais loucas...” Na verdade, a terceira lei merece o maior elogio. Afinal, permite calcular as distâncias relativas dos planetas ao Sol, utilizando os períodos já conhecidos de sua revolução em torno do Sol. Não há necessidade de determinar a distância do Sol para cada um deles; basta medir a distância do Sol de pelo menos um planeta. A magnitude do semieixo maior da órbita da Terra - a unidade astronômica (UA) - tornou-se a base para o cálculo de todas as outras distâncias no sistema solar. Logo a lei da gravitação universal foi descoberta. Todos os corpos do Universo são atraídos uns pelos outros com uma força diretamente proporcional ao produto de suas massas e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre eles:
F = Gm1m2/r2
Onde m1 e m2 são as massas dos corpos; r é a distância entre eles; G - constante gravitacional
A descoberta da lei da gravitação universal foi grandemente facilitada pelas leis do movimento planetário formuladas por Kepler e outras conquistas da astronomia no século XVII. Assim, o conhecimento da distância até a Lua permitiu a Isaac Newton (1643 - 1727) provar a identidade da força que mantém a Lua enquanto ela se move ao redor da Terra e a força que faz com que os corpos caiam na Terra. Afinal, se a força da gravidade varia na proporção inversa ao quadrado da distância, como decorre da lei da gravitação universal, então a Lua, localizada da Terra a uma distância de aproximadamente 60 de seus raios, deveria experimentar uma aceleração 3600 vezes menor que a aceleração da gravidade na superfície da Terra, igual a 9,8 m/s. Portanto, a aceleração da Lua deveria ser de 0,0027 m/s2.
A força que mantém a Lua em órbita é a força da gravidade, enfraquecida 3.600 vezes em comparação com aquela que atua na superfície da Terra. Você também pode estar convencido de que quando os planetas se movem, de acordo com a terceira lei de Kepler, sua aceleração e a força gravitacional do Sol que atua sobre eles são inversamente proporcionais ao quadrado da distância, como segue da lei da gravitação universal. Na verdade, de acordo com a terceira lei de Kepler, a razão entre os cubos dos semieixos maiores das órbitas d e os quadrados dos períodos orbitais T é um valor constante: A aceleração do planeta é igual a:
A= u2/d =(2pid/T)2/d=4pi2d/T2
Da terceira lei de Kepler segue:
Portanto, a aceleração do planeta é igual a:
A = 4pi2 const/d2
Assim, a força de interação entre os planetas e o Sol satisfaz a lei da gravitação universal e há perturbações no movimento dos corpos do Sistema Solar. As leis de Kepler são estritamente satisfeitas se for considerado o movimento de dois corpos isolados (o Sol e o planeta) sob a influência de sua atração mútua. No entanto, existem muitos planetas no Sistema Solar, todos interagem não apenas com o Sol, mas também entre si; Portanto, o movimento dos planetas e de outros corpos não obedece exatamente às leis de Kepler. Os desvios dos corpos no movimento ao longo das elipses são chamados de perturbações. Essas perturbações são pequenas, uma vez que a massa do Sol é muito maior que a massa não apenas de um planeta individual, mas também de todos os planetas como um todo. As maiores perturbações no movimento dos corpos do sistema solar são causadas por Júpiter, cuja massa é 300 vezes maior que a massa da Terra.
Os desvios de asteróides e cometas são especialmente perceptíveis quando passam perto de Júpiter. Atualmente, as perturbações são levadas em consideração no cálculo da posição dos planetas, seus satélites e demais corpos do Sistema Solar, bem como nas trajetórias das espaçonaves lançadas para estudá-los. Mas de volta ao século XIX. o cálculo das perturbações permitiu fazer “na ponta da caneta” uma das descobertas mais famosas da ciência - a descoberta do planeta Netuno. Conduzindo outro levantamento do céu em busca de objetos desconhecidos, William Herschel em 1781 descobriu um planeta, mais tarde denominado Urano. Após cerca de meio século, tornou-se óbvio que o movimento observado de Urano não concorda com o calculado, mesmo quando se levam em conta as perturbações de todos os planetas conhecidos. Partindo do pressuposto da presença de outro planeta “subauraniano”, foram feitos cálculos de sua órbita e posição no céu. Este problema foi resolvido de forma independente por John Adams na Inglaterra e Urbain Le Verrier na França. Com base nos cálculos de Le Verrier, o astrônomo alemão Johann Halle descobriu em 23 de setembro de 1846 um planeta até então desconhecido - Netuno - na constelação de Aquário. Esta descoberta tornou-se o triunfo do sistema heliocêntrico, a confirmação mais importante da validade da lei da gravitação universal. Posteriormente, foram notadas perturbações no movimento de Urano e Netuno, que serviram de base para a suposição da existência de outro planeta no sistema solar. Sua busca foi coroada de sucesso apenas em 1930, quando, após visualizar um grande número de fotografias do céu estrelado, Plutão foi descoberto.
Tigela do tesouro Rogozen
Movimento da Lua em órbita
Tem uma frase no vídeo período lunar da revolução - período da revolução lunar
. Esta é uma revolução completa (revolução da lua), que dura 27,3 dias terrestres ou a chamada mês sideral.
Compare a Revolução Lunar e o Ciclo Menstrual.
Lua cheia e ovulação nos dias 12-14. Portanto, a mulher Yin-Long (“revolucionária”).
PLANETAS RETRÓGRADOS
Todos os planetas do nosso sistema solar estão localizados em uma determinada ordem e a uma certa distância do Sol. Observando as posições dos planetas a partir da Terra, podemos notar que periodicamente eles parecem parar e então começar a retroceder em sua órbita.
Na realidade, é claro, os planetas não se movem para trás. Acontece que a nossa Terra “ultrapassa” este ou aquele planeta em sua órbita. Portanto, parece a um observador da Terra que o planeta vizinho começou a “retroceder”.
Astrólogos e astrônomos notaram esse fenômeno há muitos séculos e o chamaram "movimento retrógrado"
.
Como cada planeta tem sua própria influência na Terra e, consequentemente, em toda a vida na Terra, cada um dos planetas recebe certas propriedades (qualidades) de sua influência nas pessoas, nos eventos e no curso dos processos.
Todos os corpos celestes, exceto o Sol e a Lua, têm movimento retrógrado (retrógrado).
É assim que se parece o movimento aparente de Mercúrio e Vênus
Movimento aparente de Marte, Júpiter, Saturno e Urano
E eles teriam visto se estivessem no Sol.
Movimento retrógrado de Mercúrio.
Movimento retrógrado de Marte.
É aproximadamente assim que Marte se move em relação à Terra. Onde a cor faz a transição de uma para outra, o planeta faz um loop, isso acontece quando alcançamos Marte, e então ele começa a ficar atrás da Terra;
No centro está o observador - Nós, o Povo, os habitantes do planeta Terra.
É daí que vêm essas "placas de disco" na ilustração - são as órbitas de Marte!
Se você olhar para o leste em uma noite de agosto, logo após o pôr do sol, verá uma “estrela” avermelhada muito brilhante. Em termos de brilho, poderia ser confundido com Vênus, mas à noite Vênus não está no leste. Isto é Marte, e é tão brilhante porque agora há um confronto entre a Terra e Marte, e não um confronto simples.
(2003).
Aproximadamente a cada dois anos, a Terra e Marte, movendo-se em suas órbitas, se aproximam. Essas reaproximações são chamadas de confrontos. Se as órbitas da Terra e de Marte fossem circulares e estivessem estritamente no mesmo plano, então as oposições ocorreriam estritamente periodicamente (passariam pouco mais de dois anos entre elas) e Marte sempre se aproximaria da Terra na mesma distância. No entanto, não é. Embora os planos orbitais dos planetas sejam bastante próximos e a órbita da Terra seja quase circular, a excentricidade da órbita marciana é bastante grande. Como o intervalo entre as oposições não coincide nem com o ano terrestre nem com o ano marciano, a aproximação máxima dos planetas ocorre em diferentes pontos de suas órbitas. Se a oposição ocorrer perto do afélio. (από “apo” - from, from = negação e ausência de algo, ηλιος “helios” - o Sol) órbita de Marte (isso ocorre durante o inverno no hemisfério norte da Terra), então a distância entre os planetas acaba sendo ser bastante grande – cerca de 100 milhões de km. As oposições perto do periélio da órbita marciana (que ocorrem no final do verão) estão muito mais próximas. Se Marte e a Terra se aproximarem a uma distância inferior a 60 milhões de km, esses confrontos serão considerados grandes.
Eles ocorrem a cada 15 ou 17 anos e sempre foram usados pelos astrônomos para fazer observações intensivas do planeta vermelho. (A história das observações de Marte é discutida em detalhes.)
Porém, o confronto de 2003 acaba sendo não apenas grande, mas o maior acontecimento
, algo que não era visto há vários milhares de anos!
Vamos dar uma olhada mais de perto no que acontece durante o confronto.
Por definição, a oposição é uma configuração (arranjo mútuo) do Sol, da Terra e do planeta quando a latitude eclíptica do planeta difere da latitude do Sol em 180o. É claro que tal situação só é possível para os planetas exteriores.
Planetas externos - planetas do grupo de Júpiter, planetas do sistema Solar orbitando fora da órbita de Marte (Júpiter, Saturno, Urano, Netuno, Plutão); possuem uma série de características físicas semelhantes. O termo “V. P." às vezes identificado com o termo "planetas superiores".
Se projetarmos o planeta no plano da eclíptica (e a Terra e o Sol estão sempre neste plano), então no momento da oposição os centros de todos os três corpos estarão na mesma linha reta (a Terra entre o Sol e o planeta). No momento da oposição, a fase máxima de Marte é atingida e ocorre “Marte cheio” (este termo artificial foi introduzido por analogia com a lua cheia). A diferença entre a fase de Marte e uma se deve apenas ao fato de ela não se mover no plano da eclíptica.
Como as órbitas de Marte e da Terra não são circulares e seus planos não coincidem, o momento de oposição é próximo, mas não coincide com o momento de aproximação máxima dos planetas. O tamanho angular aparente de Marte, que atinge o seu máximo na sua maior aproximação, está unicamente relacionado com a distância entre os planetas.
O brilho (magnitude aparente) de Marte depende tanto da distância da Terra quanto da sua fase. Assim, este momento também estará próximo da oposição, mas no caso geral não coincidirá nem com ela nem com o momento de aproximação máxima dos planetas.
Dois eventos mais importantes são a passagem de Marte pelo periélio de sua órbita e a passagem da Terra pelo ponto mais próximo do periélio da órbita de Marte. A Terra passa pelo ponto mais próximo do periélio da órbita de Marte sempre na mesma época do ano – aproximadamente em 28 de agosto. A palavra aqui surgiu devido ao fato de o ano terrestre não ser múltiplo de um dia, portanto a data de passagem deste ponto varia de ano para ano dentro de um dia. Em 2003, Marte passará pelo seu periélio em 30 de agosto. Quanto mais próximos do periélio da órbita de Marte os planetas estiverem em oposição, mais próximos eles estarão um do outro e maior será a oposição. A figura abaixo ilustra isso.
Oposições de Marte de 1997 a 2010. Ao longo da órbita da Terra (círculo interno), são indicados os meses de sua passagem por esta seção. A órbita de Marte (círculo externo) tem pontos periélio (P) e afélio (A). As linhas que ligam os planetas no momento da oposição indicam o ano e a distância mínima a Marte em unidades astronômicas. (Figura retirada de um artigo de V.G. Surdin).
Movimento planetário
Os movimentos de Marte em sua órbita visíveis da Terra. Para chegar ao ponto de partida, Marte precisa fazer 7 círculos - 7 órbitas, então assumirá quase sua posição original.
Uma estrela de sete pontas só pode existir quando a Terra e Marte estão em movimento mútuo.
É também assim que se parece o movimento aparente de Marte visto da Terra. A terra está no centro da imagem.
Os números indicam os pontos de conjunção e oposição de Marte e a Terra é mostrada em azul no centro;
Trilha de Marte.
A trajetória aparente de Marte em relação à Terra, desenhada usando epiciclos e deferentes ptolomaicos. O pequeno círculo pontilhado é o epiciclo principal, o grande é o deferente.
O movimento real de Marte em relação à Terra, assumindo que a Terra esteja estacionária.
A comparação desta curva com aquela vista na figura adjacente mostra quão bem o sistema ptolomaico representou os movimentos planetários que observamos. A diferença entre essas curvas reside principalmente no fato de que na curva correspondente às relações reais, o segundo loop é menor que o primeiro, enquanto, segundo Ptolomeu, todos os loops devem necessariamente ter o mesmo tamanho.
Explicação do complexo movimento aparente do planeta “superior” (externo), de acordo com Copérnico. Quando a Terra ocupa a posição T1, e o planeta a posição P1, então o planeta deve aparecer no céu no ponto P"1. O planeta se move mais devagar que a Terra; quando a Terra se move da posição T1 para T2, o planeta se moverá de ponto P1 a P2 e o veremos na direção T2-P2 no ponto do firmamento P"2, ou seja, o planeta se moverá entre as estrelas da direita para a esquerda, na direção da seta nº I. Quando a Terra tomar posição T3, veremos o planeta na direção T3-P3 no ponto do firmamento P"2, de modo que o planeta no ponto do firmamento P"2 pareceu parar e depois retrocedeu, da esquerda para a direita, ao longo da seta nº 2 Assim, a posição e o movimento reverso do planeta são fenômenos aparentes que ocorrem como resultado do movimento orbital da Terra.
Movimento aparente de Marte, período de 15 anos.
No centro do triângulo, a Terra e a Lua, são iguais (olho que tudo vê), só que não estão olhando para nós, pelo contrário, estamos fazendo nossas observações do planeta Terra.
Para um observador da Terra, o movimento do Sol é exatamente assim.
Vênus precisa fazer 5 órbitas para assumir sua posição original. O movimento de Vênus em relação à Terra. O círculo dentro do pentaedro é a eclíptica do Sol; a estrela e o pentágono são formados pela rotação mútua da Terra e de Vênus em relação um ao outro. Gráfico do movimento de Vênus em relação à Terra.
Também o movimento visível de Vênus, só que tem 5 pétalas, 5 órbitas, 5 raios, outros planetas não desenharão algo assim, uma imagem semelhante é obtida devido ao movimento mútuo do Sol-Terra e Vênus. Devido às diferentes distâncias e velocidades de movimento, bem como pela localização do planeta em relação à Terra (os gráficos apresentam uma diferença significativa).
Diagrama mostrando a aproximação e divergência de Vênus da Terra.
A ligação entre as pirâmides de Quéops, Khafre e Mikerin, seus pequenos companheiros e a Esfinge com o Sistema Solar. A Esfinge simboliza o Sol na constelação de Leão
. A pirâmide de Quéops corresponde ao planeta Vênus, a pirâmide de Quéfren corresponde ao planeta Terra, a pirâmide de Mykerinus corresponde ao planeta Marte e os pequenos satélites das pirâmides correspondem aos satélites dos planetas.
México
E assim a pirâmide é uma ferramenta para observação de objetos celestes, o topo da pirâmide aponta para o ponto mais alto do objeto observado, acima do horizonte, no caso de Vênus esta é a conjunção superior, ocorrerá no dia 15 de agosto. E por exemplo, com o Sol, este é o zênite no dia do solstício de verão, existe uma pirâmide do Sol no México, tais instrumentos estão localizados em todo o mundo.
Vista do planeta Vênus da Terra. Crédito: Carol Lakomiak
Observando o planeta Vênus da Terra.
Como Vênus está mais próximo do Sol do que a Terra, nunca parece muito longe dele: o ângulo máximo entre ele e o Sol é de 47,8°. Devido a essas peculiaridades de sua posição no céu da Terra, Vênus atinge seu brilho máximo pouco antes do nascer do sol ou algum tempo após o pôr do sol. Ao longo de 585 dias, os períodos de visibilidade noturna e matinal se alternam: no início do período, Vênus é visível apenas no período da manhã, depois - após 263 dias, chega muito perto do Sol, e seu brilho diminui. não permitir que o planeta seja visto por 50 dias; vem então o período de visibilidade noturna de Vênus, com duração de 263 dias, até que o planeta desapareça novamente por 8 dias, ficando entre a Terra e o Sol. Depois disso, a alternância de visibilidade se repete na mesma ordem.
É fácil reconhecer o planeta Vênus, pois no céu noturno ele é o luminar mais brilhante depois do Sol e da Lua, atingindo um máximo de magnitude -4,4. Uma característica distintiva do planeta é sua cor branca suave.
Ao observar Vênus, mesmo com um telescópio pequeno, você pode ver como a iluminação de seu disco muda ao longo do tempo, ou seja, ocorre uma mudança de fase, que foi observada pela primeira vez por Galileu Galilei em 1610. Na sua maior aproximação ao nosso planeta, apenas uma pequena parte de Vénus permanece santificada e assume a forma de uma foice fina.
A órbita de Vênus neste momento está em um ângulo de 3,4° em relação à órbita da Terra, de modo que geralmente passa logo acima ou logo abaixo do Sol, a uma distância de até dezoito diâmetros solares.
Mas às vezes há uma situação em que o planeta Vênus está localizado aproximadamente na mesma linha entre o Sol e a Terra, e então você pode ver um fenômeno astronômico extremamente raro - a passagem de Vênus pelo disco do Sol, na qual o planeta assume a forma de uma pequena “mancha” escura com diâmetro de 1/30 do Sol.
Este fenômeno ocorre aproximadamente 4 vezes em 243 anos: primeiro são observadas 2 passagens de inverno com periodicidade de 8 anos, depois dura um período de 121,5 anos, e mais 2, desta vez verão, ocorrem passagens com a mesma periodicidade de 8 anos. Os trânsitos de inverno de Vênus só serão observáveis após 105,8 anos.
Deve-se notar que se a duração do ciclo de 243 anos é um valor relativamente constante, então a periodicidade entre os trânsitos de inverno e verão dentro dele muda devido a pequenas discrepâncias nos períodos de retorno dos planetas aos pontos de conexão de seus órbitas.
Assim, até 1518, a sequência interna de trânsitos de Vênus parecia “8-113,5-121,5”, e antes de 546 ocorreram 8 trânsitos, cujos intervalos foram de 121,5 anos. A sequência atual permanecerá até 2846, após o qual será substituída por outra: “105,5-129,5-8”.
O último trânsito do planeta Vênus, com duração de 6 horas, foi observado em 8 de junho de 2004, o próximo ocorrerá em 6 de junho de 2012. Depois haverá uma pausa, que terminará apenas em dezembro de 2117.
Movimento do Sol e dos planetas na esfera celeste.
Os movimentos do Sol e dos planetas na esfera celeste refletem apenas seus movimentos visíveis, ou seja, movimentos que aparecem para um observador terrestre. Além disso, quaisquer movimentos dos luminares através da esfera celeste não estão relacionados com a rotação diária da Terra, uma vez que esta é reproduzida pela rotação da própria esfera celeste.
O Sol se move quase uniformemente (quase devido à excentricidade da órbita da Terra) ao longo de um grande círculo da esfera celeste, denominado eclíptica, de oeste para leste (ou seja, na direção oposta à rotação da esfera celeste), fazendo uma revolução completa em um ano tropical.
Mudando as coordenadas equatoriais do Sol
Quando o Sol está no equinócio vernal, sua ascensão reta e declinação são zero. Todos os dias a ascensão reta e a declinação do Sol aumentam, e no ponto do solstício de verão a ascensão reta torna-se igual a 90° (6h), e a declinação atinge um valor máximo de +23°26". Além disso, a ascensão reta continua aumenta, e a declinação diminui, e no ponto do equinócio de outono eles assumem valores de 180° (12h) e 0°, respectivamente. Depois disso, a ascensão reta continua a aumentar e no solstício de inverno torna-se igual a. 270° (18h), e a declinação atinge um valor mínimo de −23°26", após o qual começa a crescer novamente.
Planetas superiores e inferiores
Dependendo da natureza de seu movimento na esfera celeste, os planetas são divididos em dois grupos: inferiores (Mercúrio, Vênus) e superiores (todos os outros planetas, exceto a Terra).
Esta é uma divisão historicamente preservada; Também são usados termos mais modernos - planetas internos e externos (em relação à órbita da Terra).
Durante o movimento aparente dos planetas inferiores, eles passam por uma mudança de fases, como a Lua. Com o movimento visível dos planetas superiores, suas fases não mudam; eles estão sempre voltados para o observador terrestre com seu lado iluminado. Se um observador, por exemplo, um AMS, estiver localizado, digamos, não na Terra, mas além da órbita de Saturno, então, além da mudança de fase de Mercúrio e Vênus, ele será capaz de observar a mudança de fase da Terra , Marte, Júpiter e Saturno.
Movimento dos planetas inferiores
Em seu movimento através da esfera celeste, Mercúrio e Vênus nunca se afastam do Sol (Mercúrio - não mais do que 18° - 28°; Vênus - não mais do que 45° - 48°) e podem estar a leste ou a oeste dele. O momento em que o planeta está na sua maior distância angular a leste do Sol é denominado alongamento oriental ou noturno; a oeste - alongamento ocidental ou matinal.
Durante a elongação leste, o planeta é visível no oeste logo após o pôr do sol. Movendo-se de leste para oeste, ou seja, em retrocesso, o planeta, primeiro lentamente e depois mais rápido, aproxima-se do Sol até desaparecer em seus raios. Este momento é denominado conjunção inferior (o planeta passa entre a Terra e o Sol). Depois de algum tempo, torna-se visível no leste, pouco antes do nascer do sol. Continuando seu movimento retrógrado, atinge o alongamento oeste, para e começa a se mover de oeste para leste, ou seja, em movimento retilíneo, alcançando o Sol. Ao alcançá-lo, ela fica invisível novamente - ocorre a conjunção superior (neste momento o Sol aparece entre a Terra e o planeta). Continuando seu movimento direto, o planeta atinge novamente o alongamento leste, para e começa a se mover para trás - o ciclo se repete
Movimento dos planetas superiores
Os planetas superiores também alternam entre movimentos para frente e para trás. Quando o planeta superior é visível a oeste logo após o pôr do sol, ele se move pela esfera celeste em movimento retilíneo, ou seja, na mesma direção do Sol. Porém, a velocidade de movimento do planeta superior na esfera celeste é sempre menor que a do Sol, então chega um momento em que ele alcança o planeta - o planeta se conecta com o Sol (este último está entre a Terra e o planeta). Depois que o Sol ultrapassa o planeta, ele se torna visível no leste, antes do nascer do sol. A velocidade do movimento direto diminui gradativamente, o planeta para e começa a se mover entre as estrelas de leste para oeste, ou seja, em movimento retrógrado. No meio do arco de seu movimento retrógrado, o planeta está em um ponto da esfera celeste oposto ao local onde o Sol está naquele momento. Esta posição é chamada de oposição (a Terra está entre o Sol e o planeta). Depois de algum tempo, o planeta para novamente e muda a direção de seu movimento para uma direção reta - e o ciclo se repete.
A localização do planeta 90° a leste do Sol é chamada de quadratura oriental, e 90° a oeste é chamada de quadratura ocidental.
(1) -Solstício de verão em 21 de junho, (2) 16 de agosto, (3) Equinócio em 23 de setembro, (4) Solstício de inverno em 21 de dezembro.
Círculos nas plantações
Ó pó dos mundos! Ó enxame de abelhas sagradas!
Examinei, medi, pesei, contei,
Deu nomes, fez mapas, estimativas
Mas o horror das estrelas não desapareceu do conhecimento.
M. Voloshin
Lição 1/7
Assunto: Movimento aparente dos planetas.
Alvo: Familiarizar os alunos com a composição do sistema solar, conceitos de fenómenos cósmicos e celestes associados à revolução dos planetas em torno do Sol e ao movimento aparente de outros corpos cósmicos: movimento em loop dos planetas, configurações e seus tipos, períodos de revolução .
Tarefas
:
1. Educacional: sistematização de conceitos sobre fenômenos celestes: movimento visível e configurações de planetas observados como resultado do movimento mútuo e localização de corpos celestes em relação a um observador terrestre; um exame detalhado das causas e características do fenômeno cósmico da revolução planetária em torno do Sol e suas consequências - fenômenos celestes: o movimento visível dos planetas internos e externos na esfera celeste e suas configurações (conjunções superiores e inferiores, alongamentos, oposições , quadraturas), refração atmosférica.
2. Educar: formação de uma visão de mundo científica no decorrer do conhecimento da história do conhecimento humano e da explicação dos fenômenos celestes observados no cotidiano; lutar contra os preconceitos religiosos.
3. Desenvolvimento: formação de habilidades para realizar exercícios de aplicação de fórmulas básicas da astronomia esférica na resolução de problemas de cálculo relevantes e para utilizar mapa estelar móvel, atlas estelares, livros de referência, calendário astronômico para determinar a posição e condições de visibilidade dos corpos celestes e do ocorrência de fenômenos celestes.
Saber
1º nível (padrão) - uma descrição geral da composição do Sistema Solar (informações sobre corpos e padrões característicos), tipos de configuração, o conceito de períodos de revolução sinódicos e siderais e sua relação. 2º nível- características gerais da composição do sistema Solar (informações sobre corpos e padrões característicos), tipos de configuração, o conceito de períodos sinódicos e siderais de revolução e sua relação, fórmulas que expressam a conexão entre períodos siderais e sinódicos de revolução e rotação de planetas;
Ser capaz de:
1º nível (padrão)- determinar o tipo de configuração e fazer cálculos simples de períodos de revolução, utilizar calendários astronômicos, livros de referência e um mapa móvel do céu estrelado para determinar as condições de início e ocorrência desses fenômenos celestes. 2º nível- determinar o tipo de configuração, utilizar calendários astronómicos, livros de referência e um mapa estelar móvel para determinar as condições de aparecimento e ocorrência destes fenómenos celestes, resolver problemas relacionados com o cálculo da posição e condições de visibilidade dos planetas, tendo em conta fórmulas expressando a relação entre os períodos sideral e sinódico de sua revolução e rotação.
Equipamento: Tabela “Sistema Solar”, filme slide “Estrutura do Sistema Solar”, slides: movimento em loop do planeta, configuração e fases dos planetas internos, modelo do sistema planetário, filme “Movimento visível dos corpos celestes”, filme “Sistema Planetário”, “Loop de Marte”. Tabela - “Composição do Sistema Solar”. PKZN. CD- "Red Shift 5.1" ( Excursões-2. Sol, Terra e Lua – Ziguezagues de planetas; o princípio de encontrar um objeto celeste em um determinado momento; Palestras- Planetas errantes).
Conexão intersujeitos: matemática (desenvolvimento de habilidades computacionais e conceitos geométricos), compreensão inicial dos alunos sobre a estrutura do sistema solar obtida em cursos de história natural e história.
Durante as aulas:
1.Repetição de material (8-10 min)
A) Questões:
- Mensagem do calendário.
- Solução para o problema nº 4 (p. 29).
- Solução para o problema nº 5 (p. 29).
- Solução para o problema nº 7 (p. 29).
- A conexão entre tempo e longitude. Universal e outros tipos de tempo.
B) Descansar:1. Palavras cruzadas
2. Indique as causas dos fenômenos celestes, marcando ao lado de cada opção de pergunta o número correto da opção de resposta, por exemplo: A1; B2; B3, etc
3. Trabalhe em questões.
- O azimute do sol é 45° e a altitude é 60°. Em que direção do céu estava brilhando? [no oeste]
- Determine a constelação na qual a estrela está localizada α=4 h 14 m, δ=16°28". [α- Touro - Aldebaran]
- Quando durante o dia a distância zenital do Sol é igual a 90°? [nascer do sol pôr do sol]
- Quantos dias o calendário continha na Federação Russa em 1918 em conexão com a reforma?
- O planeta é visível a uma distância de 120° do Sol. Este planeta é superior ou inferior? [principal]
- Em 20 de março de 1997 houve uma oposição de Marte. Em que constelação estava Marte? [Peixes - ponto γ]
- A configuração das constelações visíveis da Terra será preservada se um astronauta observar o céu estrelado de Marte? [Sim]
2. Novo material (15min)
1. Composição do Sistema Solar:
- Planetas - Hoje são conhecidos 8 grandes planetas com satélites e anéis: Mercúrio, Vênus, Terra (com a Lua), Marte (com Fobos e Deimos), Júpiter (com um anel e pelo menos 63 satélites), Saturno (com um poderoso anel e pelo menos 60 satélites) - estes planetas são visíveis a olho nu; Urano (descoberto em 1781, com anel e pelo menos 27 satélites), Netuno (descoberto em 1846, com anel e pelo menos 13 satélites).
- Planetas anões- Plutão (descoberto em 1930, com Caronte e mais 2 satélites = foi planeta até 24 de agosto de 2006), Ceres (o primeiro asteroide descoberto em 1801) e objetos do cinturão de Kuiper: Xena (Xena, objeto 2003UB313 - nome oficial 136199 Eris (Eris)) e Sedna (objeto 90377), localizado além da órbita de Plutão e descoberto em 2003.
- Planetas menores - asteróides= (o primeiro Ceres foi descoberto em 1801 - transferido para a categoria de planetas anões a partir de 24 de agosto de 2006), localizado principalmente em 4 cinturões: o cinturão Principal - entre as órbitas de Marte e Júpiter, o cinturão de Kuiper - além da órbita de Netuno, os troianos: na órbita de Júpiter e Netuno. Dimensões inferiores a 800 km. Quase 400.000 são agora conhecidos.
- Cometas- pequenos corpos de até 100 km de diâmetro, um conglomerado de poeira e gelo, movendo-se em órbitas muito alongadas. A nuvem de Oort (um reservatório de cometas) está localizada na periferia do sistema solar.
- Corpos de meteoros- pequenos corpos, desde grãos de areia até pedras com vários metros de diâmetro (formados a partir de cometas e asteróides esmagadores). Os pequenos queimam ao entrar na atmosfera terrestre, e os que atingem a Terra são meteoritos.
- Poeira interplanetária- de cometas e asteróides esmagadores. Os pequenos são empurrados para a periferia do sistema solar pela pressão solar, e os maiores são atraídos pelos planetas e pelo Sol.
- Gás interplanetário- do Sol e dos planetas, muito descarregado. Nele se propaga o “vento solar” - um fluxo de plasma (gás ionizado do Sol).
- Radiação eletromagnética e campos gravitacionais- O sistema solar é penetrado pelos campos magnéticos do Sol e dos planetas, campos gravitacionais e ondas eletromagnéticas de vários comprimentos de onda geradas pelos planetas e pelo Sol.
2. Movimento dos planetas em forma de loop
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Há mais de 2.000 anos a.C., as pessoas notaram que algumas estrelas se moviam no céu - os gregos mais tarde as chamaram de “errantes” - planetas. Estes incluíam a Lua e o Sol. O nome atual dos planetas foi emprestado dos antigos romanos. Acontece que os planetas vagam nas constelações zodiacais. Mas eu só poderia explicar N. Copérnico no início do século XVI, uma exibição visível na esfera celeste devido ao movimento da Terra e dos planetas em diferentes velocidades ao redor do Sol. A trajetória de um corpo celeste é chamada de órbita. A velocidade de movimento dos planetas em órbitas diminui à medida que os planetas se afastam do Sol. Os planos orbitais de todos os planetas do Sistema Solar situam-se próximos ao plano da eclíptica, desviando-se dele: Mercúrio em 7 o, Vênus em 3,5 o; outros têm uma inclinação ainda menor. Em relação às condições de órbita e visibilidade da Terra, os planetas são divididos em interno(Mercúrio, Vênus) e externo(Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno). Os planetas exteriores estão sempre voltados para a Terra com o lado iluminado pelo Sol. Os planetas internos mudam suas fases como a Lua. |
3. Configuração dos planetas.
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Configuração- posição relativa característica dos planetas em relação ao Sol e à Terra.  Inferior - conexão(superior e inferior - o planeta está na linha direta Sol-Terra) e alongamento(oeste e leste - a maior distância angular do planeta ao Sol: Mercúrio-28 o, Vênus-48 o - o melhor momento para observar os planetas). Em conjunção inferior Vênus e Mercúrio periodicamente atravessa o disco do Sol : Mercúrio em maio e novembro, 13 vezes a cada 100 anos. As últimas ocorreram nos dias 7 de maio de 2003 e 8 de novembro de 2006, e serão nos dias 9 de maio de 2016 e 11 de novembro de 2019. Vênus em junho e dezembro repetem-se após 8 e 105,5, ou 8 e 121,5 anos, o último foi 08/06/2004 e será 06/06/2012. Superior - quadratura(oeste e leste - um quarto de círculo) e composto (confronto- quando o planeta está atrás da Terra em relação ao Sol - o melhor momento para observar os planetas exteriores, é completamente iluminado pelo Sol). |
4. Períodos de revolução dos planetas.
Durante o desenvolvimento do sistema heliocêntrico de estrutura mundial N. Copérnico peguei as fórmulas ( equações do período sinódico
) para calcular os períodos de revolução dos planetas e calculou-os pela primeira vez.
Sideral (T - sideral)- o período de tempo durante o qual um planeta faz uma revolução completa em torno do Sol em sua órbita em relação às estrelas.
Sinódico (S) - o período de tempo entre duas configurações planetárias idênticas e sucessivas
.
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Os planetas inferiores (internos) movem-se em órbita mais rápido que a Terra, e os planetas superiores (externos) movem-se mais lentamente. Se um planeta faz uma revolução completa num período T, então por dia ele mudará em órbita em 360 o/t, e a Terra está em 360 o / T z. Então, para o planeta inferior, a diferença nos deslocamentos médios é o deslocamento diário observado 360º /S=360º /T - 360º /T z ou 1/S=1/T - 1/T z (formulário.12), e para o topo 1/S=1/T z - 1/T (formulário.13) interno |
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externo Refração astronômica- o fenômeno de refração (curvatura) dos raios de luz ao passar pela atmosfera, causado pela heterogeneidade óptica do ar atmosférico. Devido à diminuição da densidade atmosférica com a altura, o feixe de luz curvo é convexo em direção ao zênite. A refração altera a distância zenital (altura) das luminárias de acordo com a lei: r = a * tan z
, Onde: z
- distância zenital, a
= 60,25" - constante de refração para a atmosfera terrestre (em t= 0 o C, p= 760 milímetros. Rt. Arte.). No zênite, a refração é mínima - aumenta com a inclinação do horizonte até 35" e depende fortemente das características físicas da atmosfera: composição, densidade, pressão, temperatura. Devido à refração, a verdadeira altura dos corpos celestes é sempre menos do que sua altura aparente: a refração "eleva" as imagens dos corpos celestes acima de suas posições verdadeiras distorce a forma e as dimensões angulares das luminárias: ao nascer e pôr do sol perto do horizonte, os discos do Sol e da Lua são "achatados", já que a borda inferior do disco sobe mais forte que a superior por refração. O índice de refração da luz é distorcido dependendo do comprimento de onda: em uma atmosfera muito clara, uma pessoa pode ver um raro “raio verde” ao pôr do sol ou ao nascer do sol. Como as distâncias às estrelas são incomparavelmente maiores que seus tamanhos, podemos considerar as estrelas como fontes pontuais de luz, cujos raios se propagam no espaço ao longo de linhas retas paralelas. A refração dos raios da luz das estrelas em camadas atmosféricas (fluxos) de diferentes densidades causa piscar estrelas - aumentos e diminuições desiguais em seu brilho, acompanhados por mudanças em sua cor (“jogo de estrelas”). |
| A atmosfera da Terra espalha a luz solar em heterogeneidades microscópicas aleatórias de densidade do ar, condensações e rarefações com dimensões de 10 -3 -10 -9 m. A intensidade da dispersão da luz é inversamente proporcional à quarta potência do comprimento de onda da luz (lei de Rayleigh). As ondas curtas são espalhadas com mais força: os raios violeta, azul e ciano, os raios laranja e vermelhos são os mais fracos. Como resultado, o céu da Terra fica azul durante o dia. À noite na Terra nunca está completamente escuro: a luz das estrelas e do Sol espalhado na atmosfera cria uma iluminação insignificante de 0,0003 lux. Duração do dia - dia sempre excede o intervalo de tempo do nascer ao pôr do sol. A dispersão dos raios solares na atmosfera terrestre dá origem a crepúsculo, uma transição suave da hora clara do dia para a noite escura e vice-versa. O crepúsculo ocorre devido à iluminação das camadas superiores da atmosfera pelo Sol abaixo do horizonte. Sua duração é determinada pela posição do Sol na eclíptica e pela latitude geográfica do local. Distinguir Crepúsculo civil: o período de tempo desde o pôr do sol (a borda superior do disco solar) até sua imersão 6 o -7 o abaixo do horizonte; crepúsculo náutico- até o Sol mergulhar 12 graus abaixo do horizonte; astronômico crepúsculo - até o ângulo ser 18 o. Em altas latitudes (± 59,5 o) da Terra são observados noites Brancas- o fenômeno da transição direta do crepúsculo noturno para o crepúsculo matinal na ausência de escuridão. Resumido na tabela. |
| Fenômenos cósmicos | Fenômenos celestes que surgem como resultado desses fenômenos cósmicos |
| Fenômenos atmosféricos | 1) Refração atmosférica: - distorção das coordenadas celestes dos luminares; - a necessidade de corrigir as coordenadas equatoriais dos corpos celestes para refração; - distorção da forma e dimensões angulares dos corpos celestes em altura ao nascer e pôr do sol; - estrelas cintilantes; - "raio verde". 2) Dispersão da luz na atmosfera terrestre: - cor azul do céu diurno; - cor azul e lilás do céu noturno (manhã); - crepúsculo. - a duração do dia (dia) excede sempre o período do nascer ao pôr do sol; - Noites Brancas; dia polar e noite polar em altas latitudes; - brilho do céu noturno; - alvorecer; a cor vermelha do amanhecer; - vermelhidão dos discos do Sol e da Lua ao nascer e pôr do sol. |
III. Fixando o material 8 min)
- Visualizar exemplo nº 3(página 34).
- Marte em oposição é visível na constelação de Libra. Em que constelação está o Sol neste momento? (Áries)
- Em que constelação Mercúrio (Vênus) está localizado se o planeta está agora em conjunção superior (inferior) com o Sol? (de acordo com PKZN nas constelações zodiacais da localização do Sol)
- 21 de julho de 2001 Mercúrio está em maior elongação ocidental. Em que constelação, a que horas do dia e por quanto tempo este planeta pode ser observado? (Na elongação ocidental o planeta é observado à noite, segundo PCZN Gemini-Taurus, 28º/15º = 1 hora e 52 minutos).
- Quais são as condições de visibilidade da Terra a partir da superfície da Lua? Órbitas do satélite de Vênus? Da superfície de Marte? (Preste atenção na posição do Sol, que interfere na visibilidade)
- CD- "Red Shift 5.1":
= mostra (se necessário) o princípio de encontrar um objeto em um determinado momento e um exemplo para Marte de encontrar a oposição anterior e seguinte. (26/10/2006 e 5/12/2008)
= em quais constelações, qual a fase, magnitude, alongamento e diâmetro angular dos planetas, do Sol, da Lua (encontramos melhor no calendário astronômico)
= quais planetas estão em conjunção com o Sol em outubro (para 2007 este é Mercúrio na parte inferior) - Qual é a duração de um ano em Marte se 780 d decorrerem entre duas oposições? ( 1/S=1/T z - 1/T, portanto T= (T z. S)/(S- T z)= (365,25. 780)/(780-365,25)=686,9 d)
- É mais conveniente observar Mercúrio próximo aos seus alongamentos. Por que? Com que frequência eles se repetem se o ano em Mercúrio é 88 d? (a luz do Sol não interfere tanto, 1/S=1/T - 1/T z, portanto S = (88,365,25) / (365,25-88) = 115,9 d)
- A oposição de Júpiter foi observada em 30 de abril de 1994 às 13h9. Quando será a próxima oposição? Será visível?
Solução: Usando a fórmula 13, obtemos S=1,092 anos=1,092. 365,25=1 ano + 34 dias. Some-se a esta data e teremos o confronto em 2 de junho de 1995. Segundo o PKZN encontramos - a constelação de Ophiuchus entre 16 e 17 horas, ou seja, durante o dia - não visível.
Resultado:
1) O que é configuração? Seus tipos. 2) Quais são os períodos sideral e sinódico? 3) Composição do Sistema Solar. 4) Por que os mapas estelares não indicam as posições dos planetas? 5) Em quais constelações devemos procurar planetas no céu? 6) Quais planetas podem ser observados no fundo do disco solar? 7) Passar em um teste, palavras cruzadas, uma mensagem, um questionário (o que você fez - o que foi perguntado) no primeiro capítulo “Introdução à Astronomia”. 8) Notas
Trabalho de casa:§7; perguntas e tarefas pág. 35.
Tarefas da coleção de problemas das Olimpíadas de V.G. Mudo:
4.10. Na Terra, os dias solares são mais longos que os dias siderais, mas em Vênus é o contrário. Por que? (para resolver isso, você precisa lembrar que a Terra gira em seu eixo na direção oposta à direção em que gira em torno do Sol. Vênus é o único planeta do sistema solar que gira na mesma direção em que gira ao redor do Sol. O Sol desce em Vênus além do horizonte antes das estrelas ao mesmo tempo em que nasceu).
4.13. Acredita-se que Vênus tenha visibilidade matinal ou noturna. É possível observar Vénus durante um dia tanto de manhã como à noite? (Resposta: “sim”. O fenômeno de “dupla visibilidade” de Vênus é observado no caso de uma grande diferença entre as declinações do Sol e de Vênus. Neste caso, nas latitudes média e norte, Vênus nasce um pouco mais cedo que o Sol e se põe um pouco mais tarde que o Sol).
última modificação em 14/10/2009
| "Planetário" 410,05 MB | O recurso permite instalar a versão completa do inovador complexo educacional e metodológico “Planetário” no computador do professor ou do aluno. "Planetarium" - uma seleção de artigos temáticos - destina-se ao uso por professores e alunos em aulas de física, astronomia ou ciências naturais do 10º ao 11º ano. Ao instalar o complexo, é recomendado usar apenas letras inglesas nos nomes das pastas. | ||
| Materiais de demonstração 13,08 MB | O recurso representa materiais de demonstração do inovador complexo educacional e metodológico “Planetário”. | ||
