Lorsque Pluton a été classé comme planète naine, Mercure est devenu la planète avec l'orbite la plus excentrique. L'excentricité orbitale est la distance à laquelle une planète s'écarte d'une forme ronde. Seulement si l'orbite est un cercle parfait, alors elle a une excentricité égale à zéro, et ce nombre augmente avec l'augmentation de l'excentricité.
L'excentricité de Mercure est de 0,205. Son orbite s'étend de 46 millions de km à son point le plus proche du soleil et de 70 millions de km à son point le plus éloigné. Le point le plus proche du soleil sur une orbite est appelé périhélie, tandis que le point le plus éloigné est appelé aphélie. Mercure est la planète la plus rapide, ne prenant que 88 jours terrestres pour orbiter autour du soleil.
L'excentricité de Vénus est la plus petite de notre système solaire, est de 0,007, c'est-à-dire que l'orbite de Vénus est presque un cercle parfait. L'orbite de Vénus varie de 107 millions de km au périhélie à 109 millions de km à l'aphélie. Vénus met 224,7 jours terrestres pour orbiter autour du soleil. En fait, un jour sur Vénus est plus long qu'un an car la planète tourne très lentement. Vues du pôle nord du monde, toutes les planètes tournent dans le sens antihoraire, mais Vénus tourne dans le sens horaire, c'est la seule planète qui a une telle rotation.
La terre a également une très petite excentricité - 0, 017. En moyenne, la planète est à 150 millions de km du soleil, mais la distance peut varier de 147 à 150 millions de km. Il faut environ 365 256 jours à notre planète pour orbiter autour du soleil, ce qui explique les années bissextiles.
Mars a une excentricité de 0,093, ce qui en fait l'une des orbites les plus excentriques du système solaire. Le périhélie de Mars est à 207 millions de km et son aphélie à 249 millions de km du soleil. Au fil du temps, l'orbite de Mars est devenue plus excentrique. La planète rouge met 687 jours terrestres pour tourner autour du soleil.
Jupiter a une excentricité de 0,048, avec un périhélie de 741 millions de km et un aphélie de 778 millions de km. Il lui faut 4331 jours terrestres, soit 11,86 de nos années, pour voler autour du soleil.
L'excentricité de Saturne est de 0,056. Le point le plus proche du soleil sur l'orbite de Saturne est à 1,35 milliard de km et le point le plus éloigné à 1,51 milliard de km du soleil. Selon la position qu'occupe Saturne sur son orbite, ses anneaux sont visibles ou presque invisibles. Une révolution autour du soleil prend 29,7 années terrestres. En effet, depuis la découverte de Saturne en 1610, en un peu plus de 400 ans, elle n'a fait que 13 révolutions autour du soleil.
Le périhélie de l'uranium est de 2,27 milliards de km et l'aphélie est à 3 milliards de km du soleil. Son excentricité est de 0,047. Il faut 84,3 années terrestres à Uranus pour tourner autour du soleil. Uranus est unique car elle tourne sur le côté avec une inclinaison axiale de près de 99°.
L'excentricité de Neptune est presque aussi faible que celle de Vénus. Le périhélie de la planète est de 4,45 milliards de km et l'aphélie est de 4,55 milliards de km. Depuis que Pluton a été reclassée comme planète naine, Neptune est la planète dont l'orbite est la plus éloignée du soleil.
Planètes du système solaire. Stabilité du système
La révolution des planètes autour du Soleil se produit dans une direction (directe). Les orbites des planètes sont presque circulaires et leurs plans sont proches du plan de Laplace. C'est le plan principal du système solaire. Notre vie est soumise aux lois de la mécanique, et le système solaire ne fait pas exception. Les planètes sont reliées entre elles par la loi de la gravitation universelle. Sur la base de l'absence de friction dans l'espace interstellaire, nous pouvons supposer avec confiance que le mouvement des planètes les unes par rapport aux autres ne changera pas. En tout cas, dans le prochain million d'années. De nombreux scientifiques ont tenté de calculer l'avenir des planètes de notre système. Mais tout le monde - et même Einstein - a compris une chose : les planètes du système solaire seront toujours stables.
Orbites des planètes du système solaire. Structure
Orbites des objets du système solaire, à l'échelle (dans le sens des aiguilles d'une montre à partir du haut à gauche)
L'objet central du système solaire est le Soleil - une étoile de la séquence principale du type spectral G2V, une naine jaune. La grande majorité de la masse totale du système (environ 99,866%) est concentrée dans le Soleil, il détient les planètes et autres corps appartenant au système solaire avec sa gravité. Les quatre plus gros objets - les géantes gazeuses - représentent 99 % de la masse restante (la majeure partie tombant sur Jupiter et Saturne - environ 90 %).
La plupart des grands objets en orbite autour du Soleil se déplacent presque dans le même plan, appelé le plan de l'écliptique. Dans le même temps, les comètes et les objets de la ceinture de Kuiper ont souvent de grands angles d'inclinaison par rapport à ce plan.
Toutes les planètes et la plupart des autres objets tournent autour du Soleil dans le même sens que la rotation du Soleil (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre vu du pôle nord du Soleil). Il existe des exceptions comme la comète de Halley. Mercure a la vitesse angulaire la plus élevée - il parvient à faire une révolution complète autour du Soleil en seulement 88 jours terrestres. Et pour la planète la plus éloignée - Neptune - la période de révolution est de 165 années terrestres.
La plupart des planètes tournent autour de leur axe dans le même sens qu'elles tournent autour du Soleil. Les exceptions sont Vénus et Uranus, et Uranus tourne presque "couché sur le côté" (l'inclinaison de l'axe est d'environ 90 °). Pour une démonstration visuelle de la rotation, un dispositif spécial est utilisé - le tellure.
De nombreux modèles du système solaire montrent conditionnellement les orbites des planètes à intervalles réguliers, mais en réalité, à quelques exceptions près, plus une planète ou une ceinture est éloignée du Soleil, plus la distance entre son orbite et l'orbite de la précédente est grande. objet. Par exemple, Vénus est à environ 0,33 UA. c'est-à-dire plus éloigné du Soleil que Mercure, tandis que Saturne est à 4,3 UA. c'est-à-dire plus loin que Jupiter, et Neptune à 10,5 a. c'est-à-dire au-delà d'Uranus. Il y a eu des tentatives pour dériver des corrélations entre les distances orbitales (par exemple, la règle de Titius-Bode ), mais aucune des théories n'est devenue généralement acceptée.
Les orbites des objets autour du Soleil sont décrites par les lois de Kepler. Selon eux, chaque objet circule le long d'une ellipse dont l'un des foyers est le Soleil. Les objets plus proches du Soleil (avec un demi-grand axe plus petit) ont une vitesse angulaire de rotation plus élevée, de sorte que la période de révolution (un an) est plus courte. Dans une orbite elliptique, la distance d'un objet au Soleil change au cours de son année. Le point de l'orbite d'un objet le plus proche du Soleil est appelé périhélie et le point le plus éloigné est appelé aphélie. Chaque objet se déplace le plus rapidement à son périhélie et le plus lentement à l'aphélie. Les orbites planétaires sont proches de la circulaire, mais de nombreuses comètes, astéroïdes et objets de la ceinture de Kuiper ont des orbites très elliptiques.
La plupart des planètes du système solaire ont leurs propres systèmes subordonnés. Beaucoup sont entourés de lunes, certaines des lunes sont plus grandes que Mercure. La plupart des grandes lunes sont en rotation synchrone, avec un côté constamment tourné vers la planète. Les quatre plus grandes planètes - les géantes gazeuses - ont également des anneaux, de fines bandes de minuscules particules qui orbitent sur des orbites très proches presque à l'unisson.
Terminologie
Parfois, le système solaire est divisé en régions. La partie interne du système solaire comprend quatre planètes telluriques et une ceinture d'astéroïdes. La partie extérieure commence à l'extérieur de la ceinture d'astéroïdes et comprend quatre géantes gazeuses. Après la découverte de la ceinture de Kuiper, la partie la plus éloignée du système solaire est considérée comme une région constituée d'objets situés plus loin que Neptune.
Tous les objets du système solaire tournant autour du soleil sont officiellement divisés en trois catégories : les planètes, les planètes naines et les petits corps du système solaire. Une planète est tout corps en orbite autour du Soleil qui est suffisamment massif pour devenir sphérique, mais pas assez massif pour démarrer la fusion thermonucléaire, et qui a réussi à nettoyer le voisinage de son orbite de planétésimaux. Selon cette définition, il existe huit planètes connues dans le système solaire : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Pluton ne correspond pas à cette définition car il n'a pas dégagé son orbite des objets environnants de la ceinture de Kuiper. Une planète naine est un corps céleste en orbite autour du Soleil, qui est suffisamment massif pour conserver une forme presque ronde sous l'influence de ses propres forces gravitationnelles, mais qui n'a pas dégagé l'espace de son orbite des planétésimaux et n'est pas un satellite de la planète. Selon cette définition, le système solaire compte cinq planètes naines reconnues : Cérès, Pluton, Haumea, Makemake et Eris. À l'avenir, d'autres objets pourraient être classés comme planètes naines, comme Sedna, Orcus et Quaoar. Les planètes naines dont les orbites sont dans la région des objets trans-neptuniens sont appelées plutoïdes. Les objets restants tournant autour du Soleil sont de petits corps du système solaire.
Comment se souvenir de toutes les planètes ?
Voici leurs noms dans l'ordre, à mesure qu'ils s'éloignent du Soleil : Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune. Nous savons tous - La mère de Yulia prenait des pilules le matin. Les planètes sont faciles à connaître Pour le plus jeune enfant, Connaître Vénus et Mercure.
Quelle est l'orbite de la planète, quelle forme ont les orbites du système solaire.
Solution détaillée tâche finale 1 en géographie pour les élèves de 5e année, auteurs V. P. Dronov, L. E. Savelyeva 2015
1. Comment pouvez-vous naviguer par les étoiles ?
Vous pouvez naviguer à l'aide d'étoiles brillantes. Les étoiles de navigation sont les 26 étoiles les plus brillantes utilisées pour l'orientation. Ils indiquent des directions vers certains côtés de l'horizon. Par exemple, l'étoile polaire indique toujours la direction du nord.
2. Qu'est-ce que le système solaire ? Quels corps cosmiques entrent dans sa composition ?
Le système solaire est le Soleil et les corps spatiaux qui se déplacent autour de lui. Le système solaire comprend le Soleil et les corps cosmiques qui se déplacent autour de lui (planètes, satellites, comètes, astéroïdes), l'espace interplanétaire avec les plus petites particules et le gaz liquéfié.
3. Quelle est l'orbite de la planète ? Quelles sont les orbites des planètes du système solaire ?
Une orbite est la trajectoire d'une planète autour du soleil. Les orbites des planètes du système solaire sont des ellipses.
4. À partir du Soleil, quelle planète est la Terre ? Entre quelles planètes se situe-t-il ?
La Terre est la troisième planète à partir du Soleil. Il se situe entre Vénus et Mars.
5. En quels groupes les planètes du système solaire sont-elles divisées ? En quoi les planètes de ces groupes sont-elles différentes ?
Les planètes du système solaire sont divisées en planètes telluriques et planètes géantes. Ils diffèrent par leur composition et leur taille. Les planètes telluriques sont rocheuses et petites. Les planètes géantes ont une composition de gaz et de poussière et de grandes tailles.
6. Comment le Soleil affecte-t-il la Terre ?
Le soleil tire la terre et est responsable de son mouvement. Il fournit à la Terre de la chaleur et de la lumière, ce qui affecte les organismes vivants. Le rayonnement solaire affecte le champ magnétique terrestre.
7. Nommez les planètes du système solaire. Lequel d'entre eux reçoit plus de lumière et de chaleur du Soleil que la Terre, et lequel en reçoit moins ?
Planètes du système solaire - Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune. Mercure et Vénus reçoivent plus de lumière et de chaleur que la Terre. Toutes les autres planètes reçoivent moins de chaleur et de lumière que la Terre.
8. Qu'appelle-t-on un jour ? Quelle est la durée d'un jour terrestre ? Dans quelles conditions la journée peut-elle devenir plus longue ou plus courte ?
Un jour est un naturel, donné par la nature, l'unité de base de mesure du temps. La durée d'un jour terrestre est de 24 heures. La durée du jour peut changer lorsque la vitesse de rotation de la Terre autour de son axe change : une augmentation de la vitesse de rotation raccourcira le jour, un ralentissement l'augmentera.
9. Quelles sont les conséquences géographiques de la rotation de la Terre autour de son axe ?
La rotation autour de son axe affecte la forme de la planète. En conséquence, il y a un changement de jour et de nuit. En raison de la rotation axiale de la Terre, tous les objets en mouvement sur Terre dévient vers la droite au cours de leur mouvement dans l'hémisphère nord et vers la gauche dans l'hémisphère sud.
10. Qu'appelle-t-on une année ? Quelle est la durée d'une année terrestre ? Pourquoi chaque quatrième année sur Terre est-elle plus longue que les trois précédentes d'un jour ? Comment appelle-t-on ces années prolongées ?
Une année est la période de temps qu'il faut à la Terre pour accomplir une révolution autour du Soleil sur son orbite. L'année terrestre est de 365 jours. Chaque quatrième année dure un jour de plus que les trois précédentes et s'appelle une année bissextile. Le fait est que la durée de la journée terrestre est d'un peu plus de 24 heures. Donc, pour l'année, il y a 6 heures supplémentaires. Par commodité, une année est considérée comme égale à 365 jours. Et une fois tous les quatre ans, ajoutez un autre jour.
11. Quel est le pôle géographique, l'équateur ? Quelle est la longueur de l'équateur terrestre ?
Le pôle géographique est un point conditionnel sur la surface de la terre auquel il coupe l'axe de la terre.
L'équateur est un cercle imaginaire à la surface de la Terre, tracé à égale distance des pôles Nord et Sud.
La longueur de l'équateur est de 40076 km.
12. Pourquoi la distance du centre de la Terre aux pôles géographiques est-elle inférieure à celle du centre de la Terre à l'équateur ?
Le rayon polaire est plus petit que le rayon équatorial, puisque la Terre n'est pas une sphère parfaite, mais est légèrement aplatie aux pôles.
13. Pourquoi les saisons changent-elles sur Terre ?
La Terre ne se contente pas de tourner autour du Soleil, mais maintient l'inclinaison de son axe. Cela conduit à un réchauffement inégal des différents territoires au cours de l'année, ce qui est la raison du changement de saisons.
14. Quelles sont les conséquences géographiques de la rotation de la Terre autour du Soleil ?
La conséquence du mouvement de la Terre autour du Soleil est le changement des saisons, les rythmes annuels de la nature animée et inanimée.
Orbites des planètes du système solaire Rawanda. Planet Nine aurait pu déplacer les orbites de toutes les planètes du système solaire
Dans une nouvelle étude conjointe d'Elizabeth Bailey, avec les découvreurs de Planet Nine Konstantin Batygin et Mike Brown, il est rapporté que cette femme jalouse aurait pu déplacer les orbites des huit autres planètes du système solaire.
Dans une nouvelle étude conjointe d'Elizabeth Bailey, avec les découvreurs de Planet Nine Konstantin Batygin et Mike Brown, il est rapporté que cette femme jalouse aurait pu déplacer les orbites des huit autres planètes du système solaire. Si cela existe, cela pourrait expliquer pourquoi les planètes ne sont pas alignées avec le Soleil.
Les huit planètes majeures tournent toujours autour de notre étoile dans le plan d'origine du disque protoplanétaire dont elles sont issues. Le soleil tourne également sur son propre axe, mais étonnamment, l'axe est incliné d'un angle de 6 degrés par rapport à une ligne perpendiculaire au plan des planètes.
Il existe plusieurs théories pour expliquer cette embardée, y compris une étoile qui passait il y a des milliards d'années, ou l'interaction entre le champ magnétique du Soleil et le disque primordial de gaz et de poussière à partir duquel le système solaire est né. Mais ils ont du mal à expliquer pourquoi l'axe de rotation est aligné comme il l'est avec d'autres planètes.
Auparavant, Michael Brown et Konstantin Batygin du California Institute of Technology (États-Unis) ont fait valoir que Planet Nine pourrait être responsable de certains des mouvements erratiques des corps glacés dans le système solaire externe. La nouvelle idée s'étend aux orbites de toutes les planètes majeures.
"Nous pensons que la planète nouvellement découverte a une inclinaison significative, et si elle existe, elle déplacera les orbites d'autres corps. Ce sont des pièces d'un même puzzle qui semblent s'emboîter, et qui en plus parlent en faveur de l'existence de Planet Nine », a déclaré Elizabeth Bailey.
La planète lointaine fait 5 à 20 fois la masse de la Terre et a une orbite extrêmement excentrique. Cette trajectoire allongée suggère qu'il s'agissait autrefois d'une exoplanète volée à une autre étoile par le Soleil.
Si ce vol se produisait assez tôt, alors son attraction gravitationnelle serait suffisante pour désaligner les orbites des planètes avec le Soleil. Planet Nine ne pouvait pas déplacer Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune individuellement. L'ensemble du système solaire s'est incliné dans son ensemble.
"L'inclinaison de Planet Nine, et non sa masse, est la clé. S'il s'agissait de masse, Jupiter serait le principal suspect. Il est important que le fauteur de troubles soit hors du plan commun. Jupiter ne peut pas changer son propre angle d'inclinaison », a commenté Alessandro Morbidelli de l'Observatoire de la Côte d'Azur (France), qui est parvenu à une conclusion similaire dans son étude indépendante.
L'inclinaison du Soleil ne prouve cependant pas l'existence de Planet Nine. Pour commencer, nous avons encore besoin de le voir au moins à travers un télescope.
Dans quel sens les planètes tournent-elles autour du soleil ?
Les huit planètes du système solaire orbitent autour du Soleil dans la même direction que le Soleil, c'est-à-dire dans le sens antihoraire vu du pôle Nord de la Terre. Six planètes tournent également autour de leur axe dans le même sens.
Vidéo Pourquoi les orbites des planètes se trouvent dans le même plan
L'emplacement des planètes dans le système solaire. Brèves informations sur les planètes du système solaire
Le nombre de planètes dans le système solaire est de 8, et elles sont classées par ordre de distance au Soleil :
- Les planètes intérieures ou telluriques sont Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Ils sont principalement constitués de silicates et de métaux.
- Les planètes extérieures - Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune - sont les soi-disant géantes gazeuses. Elles sont beaucoup plus massives que les planètes telluriques. Les plus grosses planètes du système solaire, Jupiter et Saturne, sont composées principalement d'hydrogène et d'hélium ; des géantes gazeuses plus petites, Uranus et Neptune, en plus de l'hydrogène et de l'hélium, contiennent du méthane et du monoxyde de carbone dans leur atmosphère.
Riz. 1. Planètes du système solaire.
La liste des planètes du système solaire dans l'ordre à partir du soleil est la suivante : Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. En listant les planètes de la plus grande à la plus petite, cet ordre change. La plus grande planète est Jupiter, suivie de Saturne, Uranus, Neptune, Terre, Vénus, Mars et enfin Mercure.
Toutes les planètes tournent autour du Soleil dans le même sens que la rotation du Soleil (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre vu du pôle nord du Soleil).
Mercure a la vitesse angulaire la plus élevée - il parvient à faire une révolution complète autour du Soleil en seulement 88 jours terrestres. Et pour la planète la plus éloignée - Neptune - la période de révolution est de 165 années terrestres.
La plupart des planètes tournent autour de leur axe dans le même sens qu'elles tournent autour du Soleil. Les exceptions sont Vénus et Uranus, et Uranus tourne presque "couché sur le côté" (l'inclinaison de l'axe est d'environ 90 degrés).
La séquence des planètes dans le système solaire et leurs caractéristiques.
Si vous regardez une carte du système solaire, vous remarquerez immédiatement que toutes les planètes tournent dans le même plan autour de l'étoile au centre. Et on ne peut pas en vouloir à l'éditeur de la carte qui a décidé d'économiser sur le papier. Non, les corps célestes ici sont vraiment alignés dans une sorte de ligne.
Orbites des planètes du système solaire
Les gens l'ont remarqué avant même l'invention des télescopes, fixant banalement la position du Soleil et des planètes dans le ciel. Pour comprendre pourquoi ils étaient dans le même plan, il faut remonter à l'époque de la formation du système solaire. Une fois, il y avait un énorme nuage sphérique de gaz et de poussière, qui tournait lentement. Puis, pour une raison quelconque, il a commencé à s'effondrer. En termes plus simples, rétrécir. Les scientifiques ne peuvent pas dire avec certitude la raison qui a déclenché ce développement d'événements, mais il s'agissait très probablement d'une explosion de supernova pas très éloignée.
Quoi qu'il en soit, la gravité a forcé le nuage de gaz et de poussière à s'épaissir - de plus en plus. Au fur et à mesure que cette sphère diminuait de taille, elle tournait plus vite. C'est l'une des lois physiques fondamentales relatives aux systèmes tournants. C'est ce qu'on appelle la "conservation du moment cinétique". La quantité de ce moment dans un objet dépend de deux facteurs - la répartition de la masse et la vitesse de rotation. Si l'un change, le second doit être compensé - le moment cinétique total reste inchangé, il est conservé.
La séquence et les trajectoires des planètes du système solaire
Cela signifie qu'à mesure que le nuage géant de gaz et de poussière diminuait de taille, il tournait plus vite. Finalement, cette rotation a créé suffisamment de force pour aplatir le nuage en un disque. Visualisez-le comme ceci - vous avez un morceau de pâte rond, vous commencez à le faire pivoter rapidement autour de son propre axe et il se transforme en un gâteau à pizza. Soit dit en passant, ce n'est pas un modèle purement théorique. Nous observons visuellement la formation de ces disques autour de jeunes étoiles, y compris celles de notre galaxie.
Revenons cependant, il y a des milliards d'années, à notre astre natal. À l'intérieur du disque résultant, des particules de poussière et de gaz se sont constamment heurtées et collées ensemble, à la suite de quoi des corps célestes de plus en plus volumineux se sont formés. La grande majorité d'entre eux ne sont pas devenus plus gros que les astéroïdes en forme de pomme de terre, mais certains se sont transformés en Terre et sept autres planètes du système solaire. En raison du fait qu'ils ont tous été formés à l'intérieur d'un disque de matière en rotation, qui ne peut être que plat, ces objets se sont avérés être à l'intérieur du même plan. De plus, ils tournent également dans le même sens autour du Soleil.
Planètes du système solaire
De nombreux objets plus petits se déplacent autour du Soleil sur des orbites inclinées - c'est Pluton, des comètes et certains astéroïdes. Tous, probablement, étaient à l'origine situés dans le plan décrit, mais en ont été chassés par Jupiter ou Neptune au moment où ces planètes ont atteint leurs lieux de déploiement actuels. Mais ils ont quand même eu de la chance - on pense que ces géants ont jeté de nombreux petits corps célestes hors du système solaire.
Cela peut paraître étrange à certains, mais le fait que toutes les planètes tournent dans le même plan est un phénomène courant, on l'observe également dans d'autres systèmes stellaires que nous connaissons. Bien sûr, vous ne devriez pas vous énerver à cause de cette banalité. Rappelez-vous que nous avons quelque chose que nous n'avons encore pu trouver nulle part dans l'univers. Vie intelligente. Gens. À cet égard, nous sommes encore assez uniques.
Comment les planètes tournent-elles autour du soleil ?
La terre tourne autour du soleil. Mars tourne autour du soleil. Vénus, Mercure, Neptune, Uranus et Saturne aussi. La Lune et la Station spatiale internationale tournent autour de la Terre.
Si l'orbite n'est pas un cercle, alors le taux de rotation de la planète autour du Soleil, et donc le taux de changement de déviation, ne sera pas constant. Ils changent plus rapidement près du périhélie et plus doucement près de l'apogée. Nous introduisons la valeur C (deg), qui montrera la différence entre l'écart réel pendant les 24 heures données et la valeur d'écart moyenne (0 -<0>= C°). La valeur C est appelée l'équation du centre (l'ancien nom).
Puisque la vitesse de rotation de la Terre autour de son axe est de 1° par 4 min, le temps entre le midi réel et le midi moyen, en fonction de l'excentricité de l'orbite, peut être déterminé comme
EOTt = 4C. (61)
Dans l'équation ci-dessus, C est pris en degrés.
Le terme responsable de l'influence de l'excentricité dans l'équation du temps évolue au cours de l'année selon une loi sinusoïdale, tendant vers zéro à l'apogée et au périgée. Les maxima de ce terme sont décalés de 8 min par rapport au centre de l'intervalle entre apogée et périgée. Cette dépendance est illustrée sur la Fig. 10.17.
La valeur de C pour n'importe quel point dans le temps peut être déterminée en utilisant 0, qui est trouvé par l'équation (44) en soustrayant l'écart moyen, qui est calculé par l'équation (60). Dans de nombreux cas, il est beaucoup plus facile de déterminer C en utilisant l'équation empirique ci-dessous (voir http://www.srrb.noaa.gov/highlights/sunrise/program.txt) :
(9) = 357,529 11 + 35 999,050 29T - 0,000153 IT2 ; (62 >
C \u003d (l, 914 602 - 0,004 817G - 0,000 014G2) sin (0) +
+ (0,019 993 - 0,000101Г) sin (2 (0)) + 0,000 289 sin (3 (0)) - (63)
Inclinaison de l'orbite
Si l'orbite était un cercle, mais que son inclinaison n'était pas égale à zéro, alors, malgré le taux constant de changement de zi. - longitude lyptique, le taux de variation de l'ascension droite ne sera pas constant. Mais, comme vous le savez, le zénith du Soleil dépend précisément de l'ascension droite.
Le lendemain de l'équinoxe vernal, la valeur de l'ascension droite
neuf? = arctg (coût tgA) = arctg (cos (23,44") tg (0,985 647" jj =
arctg(0.91747 -0.017204) = arctg(0.015785),<64)
9^ = 0,904322e. (65)
Pour que le Soleil soit au zénith, la Terre doit
tourné de 0,904322° supplémentaire au lieu de 0,985647°, ce qui correspond à une inclinaison nulle de l'orbite. C'est-à-dire que midi viendra plus tôt qu'en l'absence d'inclinaison de l'orbite. La différence sera de 4(0,985 674 - 0,904 322) = = 0,325 min.
En général
Le terme de l'équation du temps, qui dépend de la pente, ainsi que le terme, qui dépend de l'excentricité, vont évoluer selon une loi sinusoïdale. Cependant, le terme, qui dépend de l'inclinaison de l'orbite, connaîtra deux maxima au cours de l'année. Des zéros tomberont sur les jours d'équinoxe et de solstice, et non sur les moments d'apogée et de périgée. L'amplitude de EOTobhq est de 10 min. Le comportement de cette fonction est illustré à la fig. 10.18. et le comportement de l'équation générale du temps EOT, qui est la somme de EOTssssh et EOTobliq, est illustré à la Fig. 10.19.
Il est important de ne pas confondre des concepts tels que l'apogée et le périgée, qui définissent les points les plus proches du Soleil et les plus éloignés du Soleil sur l'orbite terrestre, avec les jours de solstice, qui surviennent lorsque la déclinaison du Soleil est extrême (5 = + 23,44 ° ). Il arrive parfois que les jours de périgée et d'apogée coïncident avec les jours des solstices, mais ce ne sont que des coïncidences aléatoires. Habituellement, la différence entre les dates de l'apogée et du solstice d'été est d'environ 12 jours. Approximativement le même intervalle de temps est observé entre le périgée et le jour du solstice d'hiver (tableau 10.5).
10.1. Laissez un voyageur se retrouver dans un endroit inconnu sur Terre à une période inconnue de l'année. En raison de la nébulosité nocturne constante, il n'est pas en mesure de naviguer par les étoiles, mais il peut déterminer avec précision l'heure du lever du soleil et la longueur de son ombre à midi. Le lever du soleil se produit à 05h20 heure locale et la longueur de l'ombre à midi est 1,5 fois sa hauteur. Déterminez le jour de l'année et la latitude. Existe-t-il une solution unique au problème ?
10.2. Le touriste dispose d'une horloge électronique précise, à l'aide de laquelle il a déterminé que 10 heures 49 minutes et 12 secondes s'écoulaient entre le lever et le coucher du soleil. Il connaît la date - 1er janvier 1997. Aidez-le à trouver la latitude de l'endroit où il se trouve.
10.3. Les fenêtres d'un bâtiment à Palo Alto, Californie, USA (latitude 37,4°N) sont orientées sud-sud-est. À quelle période de l'année les rayons du soleil pénètrent-ils dans la pièce au lever du soleil ? Ignorez la taille du disque solaire et l'ombrage du soleil.
A quelle heure le soleil se lève-t-il le premier et le dernier jour de cette période ? Quelle est la densité de flux du rayonnement solaire sur un mur de même orientation à midi aux équinoxes ?
10.4. Considérez un concentrateur de focalisation idéal. Une augmentation du degré de concentration entraîne une augmentation de la température jusqu'à une certaine limite. Déterminer le degré de concentration maximal réalisable dans des conditions martiennes pour les concentrateurs 2-D et 3-O. Le rayon de l'orbite de Mars est de 1,6 UA. e., 1 a. e = 150 millions de km. Le diamètre angulaire du soleil est de 0,5°.
10.5. Soit une fonction de distribution de la forme
SUR? = f _ je. f1 df J 2
Déterminez à quelle valeur / cette fonction a un maximum. Tracé d/yd/at Fonctions de/pour l'intervalle dans lequel dP/df > 0.
Entrez maintenant une nouvelle variable X = c/f où c est une constante. A quelle valeur de / la fonction dP/dX a-t-elle un maximum.
Terrain | dP/d X | en fonction de /
L'expédition commence à travailler sur Mars le 15 novembre 2007, correspondant au 118e jour de Mars de l'année. L'expédition se termine sur Mars en un point de coordonnées 17°N. sh. et 122° Est. au moment du lever du soleil. Une expédition de cinq personnes doit mettre en marche pendant la journée l'équipement nécessaire pour survivre à la nuit froide. Plus tôt, avant l'arrivée de l'expédition, à l'aide de robots, une installation a été montée qui permet d'extraire l'eau des hydrates de roche en utilisant le rayonnement solaire concentré. Évaluez votre besoin quotidien de volonté. Il est prévu d'obtenir de l'électricité à l'aide de convertisseurs photovoltaïques (PVC) et de l'accumuler dans l'hydrogène et l'oxygène obtenus à partir de l'eau par électrolyse. L'efficacité des photoconvertisseurs est de 16,5% avec un "soleil de Mars". Moyeux
ne s'applique pas. Les panneaux FEP sont situés horizontalement à la surface de Mars. L'efficacité de l'électrolyseur est de 95 %.
L'inclinaison du plan de l'équateur de Mars par rapport au plan de son orbite est de 25,20°. La température quotidienne moyenne à la surface de Mars est de 300 K (légèrement plus élevée que sur Terre, où elle est de 295 K). La nuit martienne, cependant, est beaucoup plus froide1 La température moyenne de la nuit est de 170 K (sur Terre - 275 K).
Supposons (bien que ce ne soit pas le cas) que l'équinoxe de printemps tombe le 213e jour depuis le début de l'année.
Définissez l'heure martienne It comme 1/24 de la période annuelle moyenne entre les levers de soleil correspondants.
1. Quelle est la longueur d'une journée ensoleillée le jour où l'expédition arrive"
2. Calculer l'insolation de la surface horizontale (W/m2) moyenne d i jours martiens durant (h) 24hm.
3. Estimez la consommation d'oxygène de cinq astronautes, en vous basant sur le fait qu'ils ont besoin de 2500 kcal par jour martien. Supposons que le mécanisme de consommation d'énergie soit lié exclusivement au glucose, dont l'enthalpie de "brûlure" est de 16 MJ/kg.
4. Quelle quantité d'énergie est nécessaire pour produire la quantité d'eau requise par électrolyse ?
5. Quelle doit être la surface des panneaux solaires qui assurent la production d'oxygène nécessaire ?
6. Supposons que la température dans la pièce avec les astronautes soit égale à la température moyenne à la surface de Mars et que la température de "l'air" sur Mars fonde de 300 K à midi à 175 K à minuit et vice versa.
Les astronautes vivent dans un hémisphère plastique de 10 m de diamètre dont la résistance thermique de la paroi de la capsule est de 2 m2 KW1. Les pertes de chaleur" par le sol peuvent être négligées.
A l'intérieur de la capsule vivante, la température est maintenue à 300 K, et avec de la vapeur ; est de 175 K. Supposons que l'émissivité thermique de la surface externe de la capsule soit de 0,5.
Quels sont les besoins quotidiens en hydrogène ? Quelle est la surface requise des panneaux solaires?
10.7. Quelle était la longueur de l'ombre d'un arbre de 10 mètres à Palo Alto, USA, le 20 mars 1991 à 14 heures ? Estimer au 20 cm près.
10.8. Calculez l'azimut optimal de la surface verticale, en fournissant la collecte annuelle moyenne maximale de rayonnement solaire dans les conditions suivantes.
La surface est située à une latitude de 40°N. sh. dans une zone où chaque matin jusqu'à 10h00 il y a un brouillard dense qui ne transmet pas le rayonnement solaire à la surface de la Terre, et le reste de la journée il y a un ciel clair.
Comparez l'insolation reçue avec l'insolation sur une surface horizontale située à l'équateur
10.10. Quelle est l'insolation (W/m2) sur une surface exposée plein Est, avec un angle d'inclinaison par rapport à l'horizon de 25° dans un lieu avec une latitude de 45°N. sh. à 10h00 le 1er avril?
10.11. Quel est l'azimut du Soleil au coucher du soleil le jour du solstice d'été à une latitude de 50°N. sh. ?
10.12. La batterie photovoltaïque a un rendement de 16,7 %. Il est situé dans un lieu situé à une latitude de 45°N. sh. Les observations sont effectuées le 1er avril 1995 à 10h00. Si la photobatterie est orientée strictement vers le Soleil, sa puissance sera égale à 870 watts. Quelle puissance produira la même batterie si elle est installée plein est avec un angle d'inclinaison de 25° par rapport à l'horizon ?
10.13. Considérons une pompe à chaleur à compression de vapeur dont le rendement est de 0,5 du maximum possible. La pompe à chaleur consomme de l'énergie mécanique pour entraîner le compresseur W, de sorte que la puissance calorifique Qc est prélevée sur l'air extérieur à une température de -10 °C et le flux de chaleur QA = Qc + W est dirigé vers la pièce chauffée à une température de 25 °C Calculer le facteur de conversion de la pompe à chaleur, égal au rapport puissance thermique utile sur puissance mécanique.
10.14. L'angle zénithal minimal du Soleil le 1er janvier 2000 est de 32,3°. À ce moment-là, il était strictement au sud de l'observateur. Déterminez la latitude de la position de l'observateur.
10.15. Un avion est utilisé comme relais radio. Il est équipé de 14 générateurs électriques d'une capacité de 1,5 kW chacun et fonctionne à une vitesse de 40 km/h à une altitude de 30 km. L'envergure est de 75,3 m.La puissance maximale de la batterie photovoltaïque placée sur les ailes est de 32 kW lorsque le rayonnement solaire leur est perpendiculaire.
1. Quelle est la distance à l'horizon géométrique vu de l'altitude de vol ? Notez que l'horizon géométrique diffère de l'horizon radio, qui< - рый существенно превышает первый из-за особенностей распространения радиоволн в атмосфере.
2. Quelle est la zone de couverture directe de la surface terrestre depuis un avion ?
3. Laissez l'avion survoler la zone située à 37,8°N. sh. Déterminer la durée minimale d'ensoleillement diurne à la hauteur de l'appareil au cours de l'année.
4. Quelle est l'insolation quotidienne moyenne des cellules solaires situées sur les ailes dans un plan horizontal le jour considéré ci-dessus ? L'appareil étant situé au-dessus des nuages, on peut supposer que l'intensité du rayonnement solaire à cette altitude (constante solaire) est de 1200 W/m2.
5. Supposons que l'efficacité de la cellule solaire soit de 20% et que l'efficacité des processus d'accumulation et d'utilisation de l'électricité soit égale à un. La puissance totale consommée par l'aéronef, nécessaire à la fois au maintien du vol et au relais, est de 10 kW. Par souci de simplicité, les ailes d'un planeur peuvent être considérées comme rectangulaires. Disposition FEP l. sur 90% de la surface des ailes. Quelle devrait être la corde (largeur) de l'aile afin d'assurer les performances de la retrans de vol considérée. ■ tore ?
Écologie
La Terre a quatre saisons car elle fait une révolution autour du Soleil, tout cela se produit avec l'augmentation et la diminution de la durée de la lumière du jour pendant les six mois qui se produisent entre les solstices d'hiver et d'été.
Nous vivons également dans un cycle quotidien de 24 heures, pendant lequel la Terre tourne sur son axe, de plus, il existe un cycle de rotation de la Lune autour de la Terre de 28 jours. Ces cycles se répètent indéfiniment. Cependant, de nombreuses subtilités sont cachées dans et autour de ces cycles que la plupart des gens ne connaissent pas, ne peuvent pas expliquer ou ne remarquent tout simplement pas.
10. Point culminant
Fait : Le soleil n'atteint pas nécessairement son point culminant à midi.
Selon la saison, la position du Soleil à son point culminant varie. Cela se produit pour deux raisons : l'orbite de la Terre est une ellipse, pas un cercle, et la Terre, à son tour, est inclinée vers le Soleil. Étant donné que la Terre tourne presque toujours à la même vitesse et que son orbite est plus rapide que d'autres à certaines périodes de l'année, parfois notre planète dépasse ou est en retard sur son orbite circulaire.
Les changements dus à l'inclinaison de la Terre sont mieux visualisés en représentant des points proches les uns des autres sur l'équateur terrestre. Si vous inclinez le cercle pointillé de 23,44 degrés (l'inclinaison actuelle de la Terre), vous verrez que tous les points, sauf ceux actuellement situés à l'équateur et aux tropiques, changeront de longitude. Il existe également des variations dans l'heure à laquelle le Soleil est à son point culminant, celles-ci sont également liées à la longitude géographique à laquelle se trouve l'observateur, cependant, ce facteur est constant pour chaque longitude.
9. Direction du lever du soleil
Fait : Le lever et le coucher du soleil ne changent pas de direction immédiatement après le solstice.
La plupart des gens pensent que dans l'hémisphère nord, le premier coucher de soleil se produit autour du solstice de décembre et le dernier coucher de soleil autour du solstice de juin. En fait, ce n'est pas le cas. Les solstices sont simplement des dates qui indiquent la durée des heures de clarté les plus courtes et les plus longues. Cependant, les changements d'heure au cours de la période d'une demi-journée entraînent des changements dans les périodes de lever et de coucher du soleil.
Pendant le solstice de décembre, midi a 30 secondes de retard chaque jour. Puisqu'il n'y a pas de changement dans les heures de clarté autour du solstice, le coucher du soleil et l'aube ont 30 secondes de retard chaque jour. Puisque le coucher du soleil est tardif au solstice d'hiver, le premier coucher de soleil a le temps de "se produire". En même temps, le même jour, le lever du soleil arrive également en retard, il faut attendre le dernier lever de soleil.
Il arrive également que le dernier coucher de soleil se produise peu de temps après le solstice d'été et que le premier lever de soleil se produise peu de temps avant le solstice d'été. Cependant, cette différence n'est pas aussi significative par rapport au solstice de décembre, car le changement d'heure de midi dû à l'excentricité à ce solstice dépend des changements de midi dus à l'inclinaison, mais le taux global de changement est positif.
8 Orbite terrestre elliptique
La plupart des gens savent que la Terre tourne autour du Soleil dans une ellipse, pas un cercle, mais l'excentricité de l'orbite terrestre est d'environ 1/60. Une planète qui tourne autour de son soleil a toujours une excentricité comprise entre 0 et 1 (en comptant 0, mais sans compter 1). Une excentricité de 0 signifie que l'orbite est un cercle parfait avec le soleil au centre et la planète tournant à une vitesse constante.
Cependant, l'existence d'une telle orbite est extrêmement improbable, car il existe un continuum d'excentricités possibles, qui, dans une orbite fermée, se mesure en divisant la distance entre le soleil et le centre de l'ellipse. L'orbite s'allonge et s'amincit à mesure que l'excentricité se rapproche de 1. La planète tourne toujours plus vite à l'approche du Soleil et ralentit à mesure qu'elle s'en éloigne. Lorsque l'excentricité est supérieure ou égale à 1, la planète tourne une fois autour de son soleil et s'envole pour toujours dans l'espace.
7. La terre tremble
La terre subit périodiquement des vibrations. Ceci est principalement dû à l'influence des forces gravitationnelles, qui "étirent" le renflement équatorial de la Terre. Le Soleil et la Lune exercent également une pression sur ce renflement, créant ainsi l'oscillation de la Terre. Cependant, pour les observations astronomiques quotidiennes, ces effets sont négligeables.
L'inclinaison et la longitude de la Terre ont une période de 18,6 ans, le temps qu'il faut à la Lune pour faire un cercle à travers les nœuds et osciller entre deux semaines et six mois. La durée dépend de l'orbite de la Terre autour du Soleil et de l'orbite de la Lune autour de la Terre.
6. Terre plate
Fait (en quelque sorte) : La terre est vraiment plate.
Les catholiques galiléens n'avaient peut-être que marginalement raison de croire que la terre était plate. Il se trouve que la Terre a une forme presque sphérique, mais elle est légèrement aplatie aux pôles. Le rayon équatorial de la Terre est de 6378,14 kilomètres, tandis que son rayon polaire est de 6356,75 km. Par conséquent, les géologues ont dû proposer différentes versions de la latitude.
La latitude géocentrique est mesurée par la latitude visuelle, c'est-à-dire qu'il s'agit de l'angle par rapport à l'équateur par rapport au centre de la Terre. La latitude géographique est la latitude du point de vue de l'observateur, à savoir, c'est l'angle formé par la ligne de l'équateur et la ligne droite passant sous les pieds de la personne. La latitude géographique est la norme pour la construction de cartes et la détermination des coordonnées. Cependant, la mesure de l'angle entre la Terre et le Soleil (à quelle distance au nord ou au sud le Soleil brille sur Terre selon la période de l'année) a toujours lieu dans le système géocentrique.
5. Précession
L'axe de la terre est pointé vers le haut. De plus, l'ellipse qui forme l'orbite terrestre tourne très lentement, ce qui rend la forme du mouvement de la Terre autour du soleil très similaire à une marguerite.
En relation avec les deux types de précession, les astronomes ont identifié trois types d'années : une année sidérale (365, 256 jours), qui a une orbite par rapport aux étoiles lointaines ; une année anormale (365 259 jours), qui est la période de temps pendant laquelle la Terre se déplace de son point le plus proche (périhélie) à son point le plus éloigné du Soleil (aphélie) et inversement ; année tropique (365 242 jours), qui dure d'un jour de l'équinoxe vernal au suivant.
4. Cycles de Milankovitch
L'astronome Milyutin Milankovitch a découvert au début du XXe siècle que l'inclinaison, l'excentricité et la précession de la Terre ne sont pas des constantes. Sur une période d'environ 41 000 ans, la Terre effectue un cycle au cours duquel elle s'incline de 24,2 à 24,5 degrés à 22,1 à 22,6 degrés et inversement. À l'heure actuelle, l'inclinaison de l'axe de la Terre diminue et nous sommes exactement à mi-chemin de l'inclinaison minimale de 22,6 degrés, qui sera atteinte dans environ 12 000 ans. L'excentricité de la Terre passe par un cycle beaucoup plus erratique, d'une durée de 100 000 ans, durant cette période elle fluctue entre 0,005 et 0,05.
Comme déjà mentionné, son indicateur est actuellement de 1/60 ou 0,0166, mais il est maintenant en baisse. Elle atteindra son minimum dans 28 000 ans. Il a suggéré que ces cycles sont à l'origine de l'ère glaciaire. Lorsque les valeurs d'inclinaison et d'excentricité sont particulièrement élevées, et que les précessions sont telles que la Terre est inclinée loin du Soleil, ou vers le Soleil, alors on se retrouve avec un hiver trop froid dans l'hémisphère occidental, avec trop de glace fonte au printemps ou en été.
3. Décélération de rotation
En raison des frottements causés par les marées et les particules parasites dans l'espace, la vitesse de rotation de la Terre ralentit progressivement. On estime que chaque siècle, la Terre prend cinq centièmes de seconde de plus pour tourner une fois. Au début de la formation de la Terre, la journée ne durait pas plus de 14 heures au lieu de 24 aujourd'hui. Le ralentissement de la rotation de la Terre est la raison pour laquelle, toutes les quelques années, nous ajoutons une fraction de seconde à la durée de la journée.
Cependant, le moment où notre système de 24 heures cessera d'être pertinent est si éloigné que presque personne ne fait d'hypothèses sur ce que nous ferons avec le temps supplémentaire qui est apparu. Certains pensent que nous pourrions ajouter une certaine période de temps à chaque jour, ce qui pourrait éventuellement nous donner une journée de 25 heures, ou modifier la durée de l'heure en divisant la journée en 24 parties égales.
2. La lune s'éloigne
Chaque année, la Lune s'éloigne de son orbite terrestre de 4 centimètres. Cela est dû aux marées qu'il "apporte" sur Terre.
La gravité de la Lune, agissant sur la Terre, déforme la croûte terrestre de plusieurs centimètres. Puisque la Lune tourne beaucoup plus vite que ses orbites, les renflements entraînent la Lune et la sortent de ses orbites.
1. Saisonnalité
Le solstice et l'équinoxe sont des symboles du début des saisons respectives, et non de leur milieu. En effet, la Terre a besoin de temps pour se réchauffer ou se refroidir. Ainsi, la saisonnalité se distingue par la durée correspondante de la lumière du jour. Cet effet est appelé retard saisonnier et varie en fonction de l'emplacement géographique de l'observateur. Plus une personne s'éloigne des pôles, moins elle a tendance à être à la traîne.
Dans de nombreuses villes nord-américaines, le décalage est généralement d'environ un mois, ce qui donne le temps le plus froid le 21 janvier et le plus chaud le 21 juillet. Cependant, les personnes qui vivent sous de telles latitudes profitent des chaudes journées d'été à la fin du mois d'août, portent des vêtements légers et vont même à la plage. Dans le même temps, la même date de "l'autre côté" du solstice d'été correspondra approximativement au 10 avril. Beaucoup de gens ne resteront qu'en prévision de l'été.
I. Kulik, I.V. Bécasseau
Méthode de détermination de l'excentricité de l'orbite de la planète
Mots clés : temps, orbite, ligne d'absides, ligne de paramètres, anomalie moyenne, anomalie vraie, équation centrale, rayon temporel.
VI Kulik, I.V. Kulik
Technique de définition de l'excentricité d'une orbite de la planète
La technique de définition des orbites d'excentricité uniquement par mesure de la position angulaire d'une planète est proposée.
Mots clés : le temps, l'orbite, la ligne des absides, les paramètres de la ligne, l'anomalie moyenne, l'anomalie vraie, l'équation du centre, le temps du faisceau uniformément tournant.
Il existe différentes expressions pour déterminer l'excentricité d'une orbite.
Voici une série d'expressions pour déterminer l'excentricité "e" de l'orbite.
Riz. 1. En passant de RB à RH, à c = 1,5 ; A = 4,5 ; Ro = 4 si si ¥ = ^, alors< = 1,230959418 5. e = VH - VB VH + VB R B - RH RB + RH Cependant, presque toutes les expressions contiennent des expressions linéaires. En astronomie théorique, la connexion est considérée paramètres qui, étant sur Terre, mesurent entre l'anomalie vraie φ et l'anomalie moyenne % directement impossible. Paramètres de l'orbite de la planète. Dans le mouvement de la Terre en orbite, voir fig. 2, (Fig. 1). Nous poursuivons l'objectif de déterminer la véritable anomalie de la position de la Terre en orbite l'excentricité de tout système planétaire en mesurant est l'angle φ entre les vecteurs rayons : Soleil seulement sa position angulaire sur la sphère céleste et (foyer de l'orbite M) - périhélie et Soleil - Terre, c'est-à-dire la période de sa révolution autour du centre. Riz. 2. Paramètres d'orbite L'anomalie moyenne est l'angle entre le rayon vecteur du Soleil - périhélie (sur la ligne des absides) et le rayon vecteur (non représenté sur la Fig. 2), en rotation uniforme (dans le sens du mouvement de la Terre) avec vitesse angulaire n = , où T est la période la révolution de la Terre autour du Soleil, exprimée en unités solaires (moyennes). De plus, la rotation du vecteur (Soleil M - Terre t) se produit de telle manière que son extrémité, située en orbite et se déplaçant de manière inégale, simultanément avec l'extrémité du vecteur tournant uniformément (dans le sens du mouvement de la Terre) avec vitesse angulaire n = ■ passe les pointes des absides, c'est-à-dire que pour les points des absides nous avons φ = ξ. Avec une valeur de n, l'anomalie moyenne est déterminée par la formule : * / 2 - n. où t est l'intervalle de temps depuis le passage Terre à travers le périhélie. Différence φ - £ = φ---1 = P est appelée l'équation du centre. Il reflète l'irrégularité du mouvement annuel de la Terre ; cela s'applique dans la même mesure au mouvement annuel apparent du Soleil. En astronomie théorique, la formule de cette différence est définie approximativement. Dans la région du périgée (PE), le mouvement de la planète est rapide, et dans la région de l'apogée (AP), il est lent. Sur la section de la trajectoire entre PE et AP, le rayon vecteur de la révolution de la Terre devance le faisceau temporel en rotation uniforme, c'est-à-dire l'angle p > C (Fig. 3), tandis que sur l'autre moitié de l'orbite, ou de l'autre côté de lignes d'absides, entre les points AP et PE, le rayon vecteur de la révolution de la Terre se déplace derrière un faisceau temporel en rotation uniforme, c'est-à-dire l'angle p< С (Fig. 3). Sur la fig. 3 montre également le transfert de l'origine du mouvement du périgée du point O à la ligne des absides au point Og (en t.) sur la ligne des équinoxes. Et si nous comptons le temps (et d'autres paramètres) à partir de la ligne des absides (que ce soit à partir du point PE un nouveau cycle naturel de mouvement a commencé ou à partir du point AP), alors les calculs montrent la symétrie de tous les paramètres, voir graphique f par rapport à la droite sd. Mais si nous déplaçons le point de référence vers la ligne des équinoxes à t. Og (à t. G2) (Fig. 3), alors la symétrie est détruite, voir le graphique f "par rapport à la ligne C, voir Fig. 3 . Tout comme la courbe de l'angle p" , et la courbe de l'angle T] n'est pas symétrique par rapport à la droite C". Ce n'est que dans la zone indiquée par les flèches B que la planète "dépasse" le temps et l'angle p "\u003e C, à tous les autres points de la trajectoire, la planète "retarde" le faisceau de temps en rotation uniforme et l'angle (< д (рис. 3). Le graphique de l'angle d'ascension du Soleil, angle /, est toujours considéré entre les points des équinoxes de printemps et d'automne, c'est-à-dire entre les points y et O sur la ligne équinoxes, il en est de même par rapport à la ligne C (ou lignes temporelles ?" = C "p), cependant, la durée du temps (c'est-à-dire en fonction du temps) est différente des deux côtés de la ligne d'équinoxe (Fig. 2 et 3). Riz. 3. Changement d'origine: O - du périgée, O "- de la ligne des équinoxes L'excentricité de l'orbite peut être déterminée à partir de l'équation de l'anomalie moyenne de la planète, à savoir : Décryptage de la formule proposée (*) lors du passage de l'apogée (AP) : où = 2 arcSin J^1 * e^ zA ; d'où z^ = Sin2 ^ . A son tour, la valeur de zA dépend de l'angle φA ou za =~l-~-, d'où l'anomalie vraie planètes : (a = arcCoS Explication de la formule proposée (*) lors du passage du périgée (PE) : %n =^f- fn =^n - e sinvnl ¥ zn-eK.-e)J¿) où SchP = 2 arcSin J--- zp, d'où zP = -2- Sin2 ^P- À son tour, la valeur de 2П dépend de l'angle ФП ou Zп (1- cos(n) 1 + e cos pn où est la vraie anomalie planètes : pn = arcCoS Plus loin. Les figures 4 et 5 montrent les orbites de la planète, ayant la même distance moyenne A du centre autour duquel la planète tourne. De plus, sur la fig. 4, les orbites sont représentées avec un centre de symétrie fixe (fixe) au point O et une position variable du foyer (/1, /2, /3) de l'orbite, et sur la Fig. 5, les orbites sont représentées avec une position stationnaire (fixe) du foyer au point ^ et une position variable du centre de symétrie (points O r, O2, Oz), orbites. Le rayon Yao est le paramètre de l'orbite (Fig. 2). Dans la formule ci-dessus (*), le signe (+) correspond au cas où le début du mouvement de l'apogée au périgée, c'est-à-dire du rayon Yav (ou Yaap) au rayon Yan (ou Yap), est pris comme l'origine de la référence ou du mouvement, et le signe (-) correspond au cas où le début du mouvement du périgée à l'apogée, c'est-à-dire du rayon Jan (ou Yape) au rayon Yav (ou Jaap), est pris comme origine de la référence ou du mouvement. Riz. 4. Paramètres des orbites pour un centre de symétrie fixe O Riz. 5. Paramètres des orbites à foyer fixe F Si l'on considère la Fig. 2, 4 et 5, lorsque le mouvement de la planète de l'apogée (du rayon R) à l'angle (at = Pa = , (et jusqu'à (a \u003d 2~ "- la planète se rapproche du centre de masse (au foyer de l'orbite) et la formule (1) est simplifiée, alors le temps passera : arcSin^1 + e) + e-y/1 - e2 ou tB = tA = Si l'on considère la Fig. 2, 4 et 5, lorsque le mouvement de la planète du périgée (du rayon Yang) à l'angle Рн = Рп = 2 ", alors est, - mouvement de l'angle (n = 0 à Pp =, - la planète s'éloigne du centre de masse (du foyer de l'orbite) et la formule (2) est simplifiée, - alors le temps passera : ou tH = tn = - Alors l'anomalie moyenne de la planète lors du mouvement de la planète depuis l'apogée sera : \u003d "tA \u003d ¥a + e - sin ^ A \u003d 2 arcSinу "(1 + e) E - jre \u003d 2 - arcSin + e-JR0. 2 V2 - A V A Ici on a partout : Tn = Wu - e - sin^n = 2 - arcSin - e-^l 1 - e2 = 2 - arcSin^^-. Si l'on considère maintenant deux formules simplifiées, à savoir : Dr - tA \u003d 2 - arcSin Aii + ^i + e-V 1 - e2 Tn \u003d 2 - arcSin J-e-VI-\ alors dans chacun d'eux, en plus de la période de révolution T, on suppose aussi que deux inconnues sont visibles : u et e. Mais il n'en est rien. A partir d'observations astronomiques, on peut toujours déterminer : 1) la période de révolution de la planète - T ; 2) angle Rd = Rp = - rotation du faisceau le long duquel se déplace la planète ; 3) temps tA ou pendant lequel le faisceau spécifié tourne à un angle p^ = pd = pc = - à partir de la ligne d'absides. Si la période sidérale de la révolution de la planète est T = 31558149,54 secondes, et le faisceau sur lequel se trouve la planète, tourne d'un angle p- = pA = -, et en même temps, l'intervalle de temps à partir du moment où la Terre passe par les apogées lignes d'absides, ou le temps tA du mouvement de la planète de l'apogée à l'angle p = - est la valeur r = T.0.802147380127504 = 8057787.80589431 [s], p puis de l'équation transcendantale GA = ^T. 0.802147380127504 ^ = = 2.0.802147380127504 = 1.6042947602 5501= 2.arcW^1^ + e^1_e2, ou 0,802147380127504[rad] = arcBm^1^ + £^ 1_e2, déterminer l'excentricité. La valeur de l'excentricité obtenue est égale à e = 0,01675000000. De même, si l'intervalle de temps à partir du moment où la Terre passe par le périgée de la ligne des absides, ou le temps ^ du mouvement de la planète du périgée à l'angle p \u003d W est la valeur de rP \u003d T. 0,768648946667393 = 7721286,96410569 [s], puis à partir de 2 p équation transcendantale GP \u003d - (T. 0,768648946667393 LP T P T I p 2-0.768648946667393 = 1.53729789333479 = 2 arcSini^-^ _1 _e2 ou 0,768648946667393 = a^m^-^_£1_e2, l'excentricité de l'orbite peut être déterminée. La valeur de l'excentricité est obtenue égale à e = Ici + £d = 1,6042947602550 + 1,53729789333479 : 0,016750000. 3.14159265358979 = p. Ici toujours fl + fn = n. Ici toujours Il est clair que ce problème est réversible, et à partir de deux autres grandeurs connues on peut toujours trouver ^ + t^ = - troisième quantité inconnue. Littérature 1. Kulik V.I. Organisation des planètes dans le système solaire. Organisation structurale et mouvements oscillatoires des systèmes planétaires dans un système solaire multi-masse / V.I. Kulik, I.V. Kulik // Verlag. - Deutschland : Laplambert Academic Publishing, 2014. - 428 p. 2. Mikhaïlov A.A. La Terre et sa rotation. - M. : Nauka, 1984. 3. Khalhunov V.Z. Astronomie sphérique. - M. : Nedra, 1972. - 304 p. Laquelle des planètes du système solaire a l'orbite la plus allongée et laquelle en a le moins ? Comme vous le savez, toute planète tourne autour de son étoile sur une orbite elliptique, dans l'un des foyers duquel se trouve le luminaire. Le degré d'allongement de l'orbite est caractérisé par son excentricité. Quantitativement, l'excentricité peut être définie comme le rapport de la distance entre le centre de l'orbite et son foyer à la longueur du demi-grand axe de l'orbite. Toutes les valeurs possibles de l'excentricité d'une orbite elliptique se situent entre 0 et 1. Avec une excentricité égale à zéro (le foyer de l'orbite coïncide avec son centre, c'est-à-dire que l'étoile est au centre de l'orbite le long de laquelle le planète tourne autour d'elle), la forme de l'orbite est un cercle. Plus la valeur d'excentricité est grande (plus éloignée de 0 et plus proche de 1), plus l'orbite est allongée. Parmi les planètes du système solaire, la plus petite excentricité de l'orbite de Vénus - c'est 0,00676. La plus grande valeur a l'excentricité de l'orbite de Mercure, égale à 0,20564.
