Как найти длину орбиты планеты

Планета — это обращающееся вокруг звезды несамосветящееся космическое тело, недостаточно массивное, чтобы быть звездой, но достаточно массивное, чтобы принять форму, близкую к шару. Мы видим планеты на небе потому, что они отражают свет, падающий на них от Солнца. Погасло бы Солнце, погасли бы и планеты на небе.

В Солнечной системе насчитывается 8 больших планет. Они обращаются вокруг Солнца в одну и ту же сторону. Если смотреть из точки над северным полюсом Солнца, то обращение планет будет происходить против часовой стрелки . Траектория движения планеты вокруг Солнца называется орбитой планеты. Скорость, с которой планета движется по орбите, называется орбитальной скоростью планеты. Орбитальные скорости планет различны. Чем ближе планета к Солнцу (т.е. чем меньше радиус её орбиты), тем выше её орбитальная скорость.

В порядке удаления от Солнца планеты расположены так: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В пределах Солнечной системы расстояния удобно выражать в астрономических единицах (а.е.). 1 а.е. = 149 597 870,9 км.

Отношения между временем (Т), скоростью (V) и расстоянием (S) следующие: Т = S : V, S = T · V, V = S : T. Применительно к обращению по орбите:

Т — промежуток времени, в течение которого планета совершает 1 полный оборот вокруг Солнца по отношению к звёздам. Этот промежуток времени называют сидерическим периодом обращения вокруг Солнца (период обозначают буквой Р) или сидерическим годом.

V — орбитальная скорость планеты.

S — расстояние, которое проходит планета за 1 год. Это ни что иное, как длина орбиты планеты (длину обозначают буквой L). Период обращения, длина орбиты и орбитальная скорость взаимосвязаны: Р = L : V, L = Р · V, V = L : Р. Зная любые два из этих параметров, можно вычислить третий.

Длину орбиты (длину окружности) вычисляют исходя из её радиуса (среднего расстояния планеты от Солнца): L = 2πR. Если вместо L в вышеприведённые уравнения поставить 2πR, то получим: P = 2πR : V, 2πR = P · V, V = 2πR : Р. Число π («Архимедово число») ≈ 3,14.

Название планеты	Среднее расстояние от Солнца R, км	Среднее расстояние от Солнца R, а.е.	Длина орбиты L, млн км	Орбитальная скорость V, км/с	Сидерический период обращения вокруг Солнца Р (год)
Меркурий	57 900 000	0,387	364	48	87,97 земных суток
Венера	108 200 000	0,723	680	35	224,70 земных суток
Земля	149 600 000	1,000	940	30	365,26 земных суток
Марс	227 900 000	1,524	1 430	24	1,88 земных лет
Юпитер	778 500 000	5,204	4 890	13	11,86 земных лет
Сатурн	1 433 000 000	9,582	9 004	10	29,46 земных лет
Уран	2 877 000 000	19,23	18 080	7	84,32 земных лет
Нептун	4 503 000 000	30,10	28 290	5	164,79 земных лет

Решим задачу: какую часть длины своей орбиты пролетит Марс за то время, пока Земля пролетит половину длины своей орбиты?

1) Половину длины своей орбиты Земля пролетит за 365,26 суток : 2 = 182,63 суток.

2) Найдём, какую часть года Марса составляют 182,63 суток. 182,63 суток : (1,88 земных лет · 365,26 суток/году) ≈ 0,27 или ≈ 1/4. Соответственно, за 1/4 года Марс пролетит 1/4 своей орбиты.

В понимании учёных птолемеевской эпохи планеты обращались вокруг Солнца по идеальным окружностям. Только в начале XVII века великий немецкий математик и астроном Иоганн Кеплер пришёл к выводу, что планеты должны обращаться вокруг Солнца не по окружностям, а по эллипсам. Открытый им первый закон движения планет (I закон Кеплера) так и гласит: «Каждая планета обращается по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце». Эллипс выглядит так (точками показаны фокусы эллипса):

Ближайшая к Солнцу точка орбиты называется перигелием, а наиболее удалённая — афелием. Орбиты планет, конечно, не так сильно вытянуты, как эллипс на рисунке. Они близки к окружностям, но у каждой из них имеется свой перигелий и афелий. Орбитальная скорость планеты в перигелии максимальна, а в афелии — минимальна. Например, у Земли в перигелии скорость 30,27 км/с, а в афелии — 29,27 км/с. 

Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн были известны с древнейших времён. Их никто не открывал, поскольку они видны невооружённым глазом. Уран и Нептун невооружённым глазом не видны (Уран виден на пределе возможностей человеческого глаза), поэтому их смогли открыть только после изобретения телескопа. Уран был случайно открыт английским астрономом Вильямом Гершелем в 1781 г., а Нептун был найден в 1846 г. немецким астрономом Иоганном Галле по результатам вычислений английского математика Урбена Леверье. Долгое время к планетам относили Плутон — космическое тело диаметром всего 2 400 км, открытое американским астрономом Клайдом Томбо в 1930 г. С 2006 г. Плутон относят к классу карликовых планет.

Планеты вместе с Солнцем и Луной участвуют в суточном вращении звёздного неба, а значит восходят в восточной части горизонта, поднимаются, опускаются и заходят в западной части горизонта. Как известно, причиной суточного вращения является осевое вращение Земли. Но поскольку сами планеты обращаются вокруг Солнца и мы наблюдаем за ними с движущейся Земли, планеты постепенно смещаются относительно звёзд. Такое движение называют видимым годовым движением (или перемещением) планет. Видимое годовое движение планет и орбитальное движение — не одно и то же. По орбите планеты всегда движутся в одну и ту же сторону с почти постоянными скоростями. А на небе они могут замедлять своё движение, останавливаться, пятиться назад, описывая петли и зигзаги («планетес» в переводе означает «блуждающее светило»).

Видимое перемещение планет — кажущееся, мнимое. Вот так выглядела на небе петля Марса в 2009-2010 гг.:

По отношению к земной орбите планеты разделяют на внешние (верхние) и внутренние (нижние). Внутренние планеты находятся внутри земной орбиты (Меркурий и Венера), а внешние — снаружи (Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун). От этого во многом зависят условия видимости планет на звёздном небе. Условия видимости — это время суток, когда планета видна (вечером, ночью, под утро), это продолжительность видимости (от нескольких минут до 12 часов), это высота над горизонтом (чем выше поднимется планета, тем лучше её изображение в телескопе), это её видимый угловой диаметр (чем он больше, тем больше подробностей можно разглядеть на планете в телескоп). Условия видимости планеты постоянно изменяются, улучшаются или ухудшаются.

Важны и конфигурации (расположения), которые образуют планеты с Солнцем и Землёй. 

Для внутренних планет (Меркурия и Венеры) характерны верхние и нижние соединения, а также западные и восточные элонгации (наибольшие видимые на небе удаления от Солнца). Для внешних планет (Марса, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна) характерны соединения, противостояния, а также западные и восточные квадратуры.

Нижнее соединение внутренней планеты — планета находится между Солнцем и Землёй и поэтому не видна, кроме случаев, когда диск планеты проецируется на диск Солнца (явление перемещения диска планеты по диску Солнца называется прохождением; пример — прохождение Венеры по диску Солнца 8 июня 2012 года). При этом планета находится на минимальном расстоянии от Земли.

Верхнее соединение внутренней планеты — планета не видна, так как находится за Солнцем. Расстояние от Земли до планеты максимальное.

Западная элонгация внутренней планеты — планета видна в виде серпа утром перед восходом Солнца. Элонгации — наилучшее время для наблюдений внутренней планеты.

Восточная элонгация внутренней планеты — планета видна в виде серпа вечером после захода Солнца.

Соединение внешней планеты — планета не видна, так как находится за Солнцем. Расстояние до планеты максимальное.

Противостояние внешней планеты — Земля находится между Солнцем и планетой; планета видна всю ночь в виде полностью освещённого диска. Противостояния — наилучшее время для наблюдений внешних планет. Расстояние до планеты минимальное, видимый диаметр диска максимальный.

Западная квадратура внешней планеты — планета видна во второй половине ночи в восточной стороне небосвода.

Восточная квадратура внешней планеты — планета видна в первой половине ночи в западной стороне небосвода.

Из схемы легко понять, что внутренние планеты никогда не бывают в противостоянии и не могут быть видны всю ночь. Внешние планеты никогда не проецируются на диск Солнца. Разберём следующую конфигурацию планет:

С Марса:

— можно увидеть Венеру вечером после захода Солнца (Солнце правее Венеры и, следовательно, раньше зайдёт за горизонт), Венера выглядит в форме серпа, повёрнутого вправо;

— можно увидеть Землю утром перед восходом Солнца (Солнце левее Земли и, следовательно, восходит позже Земли), диск Земли освещён чуть больше половины, выпуклость влево;

— Солнце, Венеру и Землю одновременно увидеть нельзя, т.к. все они находятся над горизонтом в дневное время суток, а небо на Марсе днём весьма светлое;

— Венера движется быстрее Марса, следовательно, расстояние между ними будет сокращаться, пока не наступит нижнее соединение;

— Венера на небе Марса будет приближаться к Солнцу и продолжительность её видимости по вечерам будет уменьшаться.

С Земли:

— Венеру не видно, она за Солнцем (расстояние до Венеры максимальное, но будет постепенно сокращаться);

— Венера восходит и заходит вместе с Солнцем;

— через несколько недель Венера выйдет из-за Солнца и будет видна по вечерам;

— Марс виден по вечерам, его диск освещён больше половины, выпуклость вправо;

— Земля движется быстрее Марса, убегает от него, расстояние между ними увеличивается;

— продолжительность видимости Марса уменьшается, вскорости наступит соединение Марса с Солнцем (Марс будет за Солнцем).

С Венеры (считаем, что атмосфера как у Земли):

— Землю не видно, она за Солнцем (соединение), расстояние до Земли максимально;

— Земля восходит и заходит одновременно с Солнцем;

— Венера движется быстрее Земли и будет постепенно догонять её, расстояние будет сокращаться;

— скоро Землю можно будет увидеть по вечерам после захода Солнца (Венера имеет обратное вращение);

— Марс виден по вечерам, расстояние между Венерой и Марсом сокращается, видимый размер Марса будет увеличиваться;

— условия видимости Марса улучшаются, скоро наступит противостояние и Марс будет виден всю ночь.

Расстояния между Землёй и планетами постоянно изменяются. Поэтому изменяются и видимые (угловые) размеры планет на земном небе. Вот в каких пределах они изменяются:

Меркурий      4,5 — 13,0”  

Венера          9,7 — 66,0”

Марс             3,5 — 25,1”

Юпитер         29,8 — 50,1”

Сатурн          14,5 — 20,1”

Уран             3,3 — 4,1”

Нептун          2,2 — 2,4”

Планеты также разделяют на планеты земной группы и планеты-гиганты.

Планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля и Марс) сравнительно близко расположены к Солнцу и поэтому получают от него значительное количество тепла и света. Для поддержания жизни на Земле, например, это является определяющим фактором. Планеты земной группы небольшие, сравнительно медленно вращаются вокруг своих осей, имеют твёрдую поверхность, высокую плотность, имеют мало спутников (Земля — 1, Марс — 2) или не имеют их вообще (Меркурий и Венера).

Планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун) расположены сравнительно далеко от Солнца и, следовательно, слабо освещаются и согреваются его лучами. Планеты-гиганты в несколько раз по диаметру превосходят Землю, довольно быстро вращаются вокруг своих осей, не имеют твёрдой поверхности, имеют низкую плотность, обладают обширными системами спутников (у Юпитера известно 67 спутников на сегодняшний день). Кроме того, у всех планет-гигантов обнаружены кольца (особенно мощными и красивыми кольцами обладает Сатурн). Кольца состоят из отдельных частиц различного размера. Частицы обращаются вокруг планет подобно спутникам.

Движение вокруг оси называется вращением, а движение вокруг Солнца или планеты — обращением.

Все звёзды и планеты вращаются вокруг своих осей. Такое вращение называется осевым. Осевое вращение звёзд и планет приводит к их сжатию с полюсов. Строго говоря, ни одна звезда, ни одна планета не является по форме шаром. Чем быстрее вращается планета, тем сильнее она сжата с полюсов. Сжатие с полюсов называется полярным сжатием. При этом полярный диаметр планеты всегда короче экваториального диаметра. Например, у Земли полярный диаметр на 43 км короче экваториального (43 км от среднего диаметра Земли 12 750 км составляет ≈ 0,003). Поскольку планеты земной группы твёрдые и сравнительно медленно вращаются, их полярное сжатие небольшое. В отличие от них планеты-гиганты являются газо-жидкими телами. Их быстрое осевое вращение придаёт им сплюснутую форму, которая хорошо заметна не только на фотографиях, но и в небольшие телескопы. Например, полярный диаметр Сатурна короче экваториального на 11 800 км (11 800 км от среднего диаметра Сатурна 114 000 км составляет ≈ 0,1). О планетах говорят, что они имеют форму эллипсоида вращения.

Период вращения планеты по отношению к звёздам называется сидерическим периодом вращения или звёздными сутками.

Название планеты	Сидерический период вращения
Меркурий	58 суток 15,5 часов
Венера	243 суток 0,6 часов
Земля	23 часа 56 минут 04,1 секунды
Марс	24 часа 37 минут 22,7 секунды
Юпитер	9 часов 55,5 минуты
Сатурн	10 часов 34,2 минуты
Уран	17 часов 14,4 минуты
Нептун	15 часов 57,3 минуты

Самые длинные звёздные сутки на Венере. Весьма интересно также, что Венера вращается по отношению к другим планетам в обратную сторону, т.е. с востока на запад. Самые короткие звёздные сутки у Юпитера. Нужно помнить, что планеты-гиганты газо-жидкие и поэтому вращаются неравномерно, как и Солнце. Например, экваториальные зоны Юпитера совершают полный оборот за 9 часов 50,5 минут, а зоны в средних широтах — за 9 часов 55,5 минут, т.е. на 5 минут дольше! Поэтому не имеет смысла говорить о периодах вращения планет-гигантов с точностью до секунд (как у Земли и Марса). У планет-гигантов в таблице приведены периоды вращения на средних широтах.

Через орбиту любой планеты можно провести плоскость — плоскость орбиты. Плоскости орбит планет не совпадают. К плоскости орбиты Земли они наклонены под углами от 0,77º (Уран) до 7º (Меркурий). 

          

Оси вращения планет наклонены к плоскостям их орбит под различными углами:

Меркурий — 90,0º

Венера — 87,4º

Земля — 66,5º

Марс — 64,8º

Юпитер — 86,9º

Сатурн — 63,3º

Уран — 7,8º

Нептун — 61,7º

Чем больше наклон оси к плоскости орбиты планеты, тем меньше на планете выражена смена времён года. На Меркурии, Венере, Юпитере смены времён года нет. У остальных планет смена времён года присутствует. Особенно она выражена у Урана, который движется по орбите «лёжа на боку»:

Массы и размеры планет определяют силу тяжести на их поверхностях, которая прежде всего указывает, может ли данная планета удерживать вокруг себя атмосферу. Меркурий — самая маленькая из планет, атмосфера на нём практически отсутствует. Большинство спутников планет и астероиды также не имеют атмосфер. Марс — чуть больше по размерам, атмосфера на Марсе есть, но довольно разреженная (не путать со словом «разряженная»). Разреженная — значит, малоплотная, имеет малую плотность. Наиболее протяжёнными и плотными атмосферами обладают планеты-гиганты, особенно Юпитер и Сатурн.

Название планеты	Масса планеты, кг	Масса планеты относительно массы Земли	Диаметр планеты, км	Диаметр планеты относительно диаметра Земли
Меркурий	3,33·1023	0,056	4 880	0,38
Венера	4,87·1024	0,815	12 104	0,95
Земля	5,97·1024	1	12 756	1
Марс	6,42·1023	0,107	6 792	0,53
Юпитер	1,90·1027	317,8	143 000	11,2
Сатурн	5,68·1026	95,2	120 500	9,4
Уран	8,68·1025	14,5	51 100	4,0
Нептун	1,02·1026	17,1	49 500	3,9

Атмосферы планет — это смеси различных газов. В атмосферах Венеры и Марса в основном присутствует углекислый газ (химическая формула СО₂), в атмосфере Земли — азот (N₂) и кислород (О₂), в атмосферах планет-гигантов — водород (Н₂) и гелий (Не). Газы из атмосфер планет медленно и непрерывно улетучиваются в космическое пространство. Это явление называется диссипацией атмосфер или планетным ветром.

Подробнее о физической природе планет читай в энциклопедии «Планеты» В. Сурдина (выпуск 2000 года, поэтому там Плутон всё ещё отнесён к планетам).

Нет за что

Пытаясь определить расстояния планет от Солнца и их периоды обращения из наблюдений, вы фактически оказываетесь в положении Иоганна Кеплера, в распоряжении которого как раз и были только «сырые» данные о положении планет на небесной сфере, и который определял по этим данным расстояния и периоды с тем, чтобы установить законы движения планет.

Итак, рассмотрим сначала нижнюю планету — Венеру. Следует дождаться элонгации Венеры и измерить наибольший угол, на который планета удаляется от Солнца. Вы получите tex2html_wrap_inline3773. Нарисуйте нехитрый рисунок, изображающий круговые орбиты Земли и Венеры, произвольное положение Земли и Венеру в элонгации. Прямая Земля — Венера при этом является касательной к орбите Венеры. Из рисунка очевидно, что синус угла элонгации, т.е. tex2html_wrap_inline3775, равен искомому радиусу орбиты Венеры в астрономических единицах.

Расстояние найдено, определим теперь из наблюдений период обращения («забыв» про третий закон Кеплера). Следует дождаться повторения одной из конфигураций Венеры —например, восточной элонгации. Это даст синодический период обращения Венеры, 590 суток. Пользуясь уравнением синодического движения, найдем искомый сидерический период P:

displaymath3779

откуда P= 225 суток.

fig_venus_and_jupit.gif

Перейдем к внешней планете — Юпитеру. Наблюдения показывают, что после противостояния S-T-J (см. рис.) Юпитер движется 2 месяца попятным движением. Затем в течение 9 месяцев происходит прямое движение. После этого вновь начинается попятное движение, и через 2 месяца наступает следующее противостояние. Итак, синодический период обращения планеты, т.е. промежуток времени от одного противостояния до другого, равен T = 2+9+2 = 13 месяцам. Искомый сидерический период P найдем из уравнения синодического движения для внешней планеты:

displaymath3793

где время измеряется в годах, откуда

displaymath3795

(Более аккуратные наблюдения дадут более точное значение, 12 лет.)

Вновь подавив в себе соблазн применить третий закон Кеплера, определим теперь из наблюдений расстояние от Юпитера до Солнца. Сделать это несколько труднее, чем в случае Венеры. Рассмотрим вновь момент противостояния, S-T-J. Через 2 месяца после этого (точнее, через 59 суток) наступит стояние Юпитера tex2html_wrap_inline3813; Земля при этом займет положение tex2html_wrap_inline3815. Угол tex2html_wrap_inline3817 можно измерить: tex2html_wrap_inline3819. Угол же tex2html_wrap_inline3821 можно вычислить: за 59 суток Земля проходит угол tex2html_wrap_inline3823 в tex2html_wrap_inline3825, а Юпитер — угол tex2html_wrap_inline3827, равный tex2html_wrap_inline3387, откуда tex2html_wrap_inline3831. Теперь вычисляем угол tex2html_wrap_inline3833: tex2html_wrap_inline3835. По теореме синусов имеем tex2html_wrap_inline3837. Радиус орбиты Юпитера найден: 5.1 а.е. (на самом деле — 5.203 а.е.).

gif 4.2 Перигелийное расстояние tex2html_wrap_inline3839 для Плутона составляет tex2html_wrap_inline3841 а.е. Более точное значение: tex2html_wrap_inline3843 а.е., так что в перигелии Плутон чуть ближе к Солнцу, чем Нептун, почти точно круговая (e = 0.0086) орбита которого имеет a = 30.1. Тесных сближений Нептуна и Плутона никогда не происходит. Периоды их обращения находятся в резонансе 3:2 (с какой точностью?). В начале XXII в. Плутон окажется вблизи афелия, и его расстояние от Солнца будет близко к tex2html_wrap_inline3849 а.е. Поэтому, если считать, что мгновенный размер Солнечной системы определяется расстоянием от Солнца до наиболее удаленной от него в данный момент планеты, то можно сказать, что он периодически изменяется от 30 до 50 а.е. См., впрочем задачу gif.

Период обращения Плутона вокруг Солнца 250 лет. Открыт он был Клайдом Томбо в 1930 г., т.е. 67 лет тому назад. За это время он сместился по орбите на угол tex2html_wrap_inline3851. На самом деле смещение несколько больше (почему?).

ОРБИТА, в астрономии, – путь небесного тела в пространстве. Хотя орбитой можно называть траекторию любого тела, обычно имеют в виду относительное движение взаимодействующих между собой тел: например, орбиты планет вокруг Солнца, спутников вокруг планеты или звезд в сложной звездной системе относительно общего центра масс. Искусственный спутник «выходит на орбиту», когда начинает двигаться по циклической траектории вокруг Земли или Солнца. Термин «орбита» используется также в атомной физике при описании электронных конфигураций. См. также АТОМ.

Абсолютные и относительные орбиты.

Абсолютной орбитой называют путь тела в системе отсчета, которую в каком-то смысле можно считать универсальной и потому абсолютной. Такой системой считают Вселенную в большом масштабе, взятую как целое, и называют ее «инерциальной системой». Относительной орбитой называют путь тела в такой системе отсчета, которая сама движется по абсолютной орбите (по искривленной траектории с переменной скоростью). Например, у орбиты искусственного спутника обычно указывают размер, форму и ориентацию относительно Земли. В первом приближении это эллипс, в фокусе которого находится Земля, а плоскость неподвижна относительно звезд. Очевидно, это относительная орбита, поскольку она определена по отношению к Земле, которая сама движется вокруг Солнца. Удаленный наблюдатель скажет, что спутник движется относительно звезд по сложной винтовой траектории; это его абсолютная орбита. Ясно, что форма орбиты зависит от движения системы отсчета наблюдателя.

Необходимость различать абсолютную и относительную орбиты возникает потому, что законы Ньютона верны только в инерциальной системе отсчета, поэтому их можно использовать только для абсолютных орбит. Однако мы всегда имеем дело с относительными орбитами небесных тел, ибо наблюдаем их движение с обращающейся вокруг Солнца и вращающейся Земли. Но если абсолютная орбита земного наблюдателя известна, то можно либо перевести все относительные орбиты в абсолютные, либо представить законы Ньютона уравнениями, верными в системе отсчета Земли.

Абсолютную и относительную орбиты можно проиллюстрировать на примере двойной звезды. Например, Сириус, кажущийся невооруженному глазу одиночной звездой, при наблюдении с большим телескопом оказывается парой звезд. Путь каждой из них можно проследить отдельно по отношению к соседним звездам (принимая во внимание, что и сами они движутся). Наблюдения показали, что две звезды не только обращаются одна вокруг другой, но и перемещаются в пространстве так, что между ними всегда есть точка, движущаяся по прямой линии с постоянной скоростью (рис. 1). Эту точку называют центром масс системы. Практически с ней связана инерциальная система отсчета, а траектории звезд относительно нее представляют их абсолютные орбиты. Чем дальше отходит звезда от центра масс, тем она легче. Знание абсолютных орбит позволило астрономам вычислить по отдельности массы Сириуса А и Сириуса В.

Если же измерять положение Сириуса В относительно Сириуса А, то получим относительную орбиту (рис. 2). Расстояние между этими двумя звездами всегда равно сумме их расстояний от центра масс, поэтому относительная орбита имеет ту же форму, что и абсолютные, а по размеру равна их сумме. Зная размер относительной орбиты и период обращения, можно, используя третий закон Кеплера, вычислить лишь суммарную массу звезд. См. также НЕБЕСНАЯ МЕХАНИКА.

Более сложный пример представляет движение Земли, Луны и Солнца. Каждое из этих тел движется по своей абсолютной орбите относительно общего центра масс. Но поскольку Солнце значительно превосходит всех по массе, принято изображать Луну и Землю в виде пары, центр масс которой движется по относительной эллиптической орбите вокруг Солнца. Однако эта относительная орбита весьма близка к абсолютной. См. также ЛУНА.

Движение Земли относительно центра масс системы Земля – Луна наиболее точно измеряется с помощью радиотелескопов, определяющих расстояние до межпланетных станций. В 1971 при полете аппарата «Маринер-9» к Марсу по периодическим вариациям расстояния до него определили амплитуду движения Земли с точностью 20–30 м. Центр масс системы Земля – Луна лежит внутри Земли, на 1700 км ниже ее поверхности, а отношение масс Земли и Луны составляет 81,3007. Зная их суммарную массу, найденную по параметрам относительной орбиты, можно легко найти и массу каждого из тел.

Говоря об относительном движении, мы можем произвольно выбирать точку отсчета: относительная орбита Земли вокруг Солнца в точности такова, как относительная орбита Солнца вокруг Земли. Проекцию этой орбиты на небесную сферу называют «эклиптикой». В течение года Солнце передвигается по эклиптике приблизительно на 1° в сутки, а если смотреть от Солнца, то так же точно движется Земля. Плоскость эклиптики наклонена к плоскости небесного экватора на 23°27ў, т.е. таков угол между земным экватором и ее орбитальной плоскостью. Все орбиты в Солнечной системе указывают относительно плоскости эклиптики.

Орбиты Луны и планет.

На примере Луны покажем, как описывается орбита (рис. 3). Это относительная орбита, плоскость которой наклонена примерно на 5° к эклиптике. Этот угол называют «наклонением» лунной орбиты. Плоскость лунной орбиты пересекает эклиптику по «линии узлов». Тот из них, где Луна проходит с юга на север, называют «восходящим узлом», а другой – «нисходящим».

Если бы Земля и Луна были изолированы от гравитационного влияния других тел, узлы лунной орбиты всегда имели бы неизменное положение на небе. Но из-за влияния Солнца на движение Луны происходит обратное движение узлов, т.е. они перемещаются по эклиптике на запад, совершая полный оборот за 18,6 лет. Подобно этому, узлы орбит искусственных спутников перемещаются из-за возмущающего влияния экваториального вздутия Земли.

Земля расположена не в центре лунной орбиты, а в одном из ее фокусов. Поэтому в некоторой точке орбиты Луна ближе всего к Земле; это «перигей». В противоположной точке она дальше всего от Земли; это «апогей». (Соответствующие термины для Солнца – «перигелий» и «афелий».) Полусумму расстояний в перигее и апогее называют средним расстоянием; оно равно половине наибольшего диаметра (большой оси) орбиты, поэтому его называют «большой полуосью». Перигей и апогей называют «апсидами», а соединяющую их линию – большую ось – «линией апсид». Если бы не возмущения от Солнца и планет, линия апсид имела бы фиксированное направление в пространстве. Но из-за возмущений линия апсид лунной орбиты движется к востоку с периодом 8,85 лет. То же происходит с линиями апсид искусственных спутников под влиянием экваториального вздутия Земли. У планет линии апсид (между перигелием и афелием) движутся вперед под влиянием других планет. См. также КОНИЧЕСКИЕ СЕЧЕНИЯ.

Размер орбиты определяется длиной большой полуоси, а ее форма – величиной, называемой «эксцентриситетом». Эксцентриситет лунной орбиты вычисляется по формуле:

(Расстояние в апогее – Среднее расстояние) / Среднее расстояние

либо по формуле

(Среднее расстояние – Расстояние в перигее) / Среднее расстояние

Для планет апогей и перигей в этих формулах заменяют на афелий и перигелий. Эксцентриситет круговой орбиты равен нулю; у всех эллиптических орбит он меньше 1,0; у параболической орбиты он в точности равен 1,0; у гиперболических орбит он больше 1,0.

Орбита полностью определена, если указаны ее размер (среднее расстояние), форма (эксцентриситет), наклонение, положение восходящего узла и положение перигея (для Луны) или перигелия (для планет). Эти величины называют «элементами» орбиты. Элементы орбиты искусственного спутника задаются так же, как для Луны, но обычно по отношению не к эклиптике, а к плоскости земного экватора.

Луна обращается вокруг Земли за время, называемое «сидерическим периодом» (27,32 сут); по истечении его она возвращается на исходное место относительно звезд; это ее истинный орбитальный период. Но за это время Солнце перемещается по эклиптике, и Луне требуется еще двое суток, чтобы оказаться в исходной фазе, т.е. в прежнем положении относительно Солнца. Этот промежуток времени называют «синодическим периодом» Луны (ок. 29,5 сут). Так же и планеты обращаются вокруг Солнца за сидерический период, а проходят полный цикл конфигураций – от «вечерней звезды» до «утренней звезды» и обратно – за синодический период. Некоторые элементы орбит планет указаны в таблице. См. также СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА.

Орбитальная скорость.

Среднее расстояние спутника от главного компонента определяется его скоростью на некотором фиксированном расстоянии. Например, Земля обращается по почти круговой орбите на расстоянии 1 а.е. (астрономическая единица) от Солнца со скоростью 29,8 км/с; любое другое тело, имеющее на этом же расстоянии такую же скорость, будет также двигаться по орбите со средним расстоянием от Солнца 1 а.е., независимо от формы этой орбиты и направления движения по ней. Таким образом, для тела в заданной точке размер орбиты зависит от значения скорости, а ее форма – от направления скорости (рис. 4).

Это имеет непосредственное отношение к орбитам искусственных спутников. Чтобы вывести спутник на заданную орбиту, необходимо доставить его на определенную высоту над Землей и сообщить ему определенную скорость в определенном направлении. Причем сделать это нужно с высокой точностью. Если требуется, например, чтобы орбита проходила на высоте 320 км и не отклонялась от нее более чем на 30 км, то на высоте 310–330 км его скорость не должна отличаться от расчетной (7,72 км/с) более чем на 5 м/с, а направление скорости должно быть параллельно земной поверхности с точностью 0,08°.

Сказанное выше имеет отношение и к кометам. Обычно они движутся по очень вытянутым орбитам, эксцентриситеты которых нередко достигают 0,99. И хотя их средние расстояния и орбитальные периоды очень велики, в перигелии они могут приближаться к большим планетам, например к Юпитеру. В зависимости от направления, с которого комета подлетает к Юпитеру, он может своим притяжением увеличить или уменьшить ее скорость (рис. 5). Если скорость уменьшится, то комета перейдет на орбиту меньшего размера; в этом случае говорят, что она «захвачена» планетой. Все кометы с периодами менее нескольких миллионов лет, вероятно, были захвачены именно таким образом.

Если же скорость кометы относительно Солнца увеличится, то и орбита ее возрастет. Причем с приближением скорости к определенному пределу рост орбиты стремительно ускоряется. На расстоянии 1 а.е. от Солнца эта предельная скорость равна 42 км/с. С большей скоростью тело движется по гиперболической орбите и никогда уже не возвращается к перигелию. Поэтому данную предельную скорость называют «скоростью убегания» с земной орбиты. Ближе к Солнцу скорость убегания выше, а вдали от Солнца – меньше.

Если комета приближается к Юпитеру с большого расстояния, ее скорость близка к скорости убегания. Поэтому, пролетая вблизи Юпитера, комете достаточно лишь немного увеличить свою скорость, чтобы превысить предел и никогда больше не вернуться в окрестности Солнца. Такие кометы называют «выброшенными».

Элементы орбит планет

ЭЛЕМЕНТЫ ОРБИТ ПЛАНЕТ
Планета	Среднее расстояние от Солнца	Период обращения	Эксцен- триситет	Наклоне- ние
	млн. км	а.е.*	сидерический	синодический
Меркурий	57,9	0,38	88,0 сут	116 сут	0,21	7°0 ў
Венера	108,2	0,72	224,7 сут	584 сут	0,01	3°24 ў
Земля	149,6	1,00	365,3 сут	–	0,02	–
Марс	227,9	1,52	687,0 сут	780 сут	0,09	1°51 ў
Юпитер	778,3	5,20	11,8 лет	399 сут	0,05	1°18 ў
Сатурн	1427,0	9,53	29,5 лет	378 сут	0,06	2°29 ў
Уран	2869,6	19,18	84,0 лет	370 сут	0,05	0°46 ў
Нептун	4496,6	30,05	164,8 лет	367 сут	0,01	1°46 ў
Плутон	5900	39,44	248,4 лет	367 сут	0,25	17°9 ў
* 1 а.е. (астрономическая единица) – среднее расстояние Земли от Солнца.

Скорость убегания от Земли.

Понятие о скорости убегания очень важно. Кстати, нередко ее называют также скоростью «ухода» или «ускользания», а еще «параболической» или «второй космической скоростью». Последний термин применяют в космонавтике, когда речь идет о запусках к другим планетам. Как уже было сказано, для движения спутника по низкой круговой орбите ему нужно сообщить скорость около 8 км/с, которую называют «первой космической». (Точнее, если бы не мешала атмосфера, у поверхности Земли она была бы равна 7,9 км/с.) С увеличением скорости спутника у земной поверхности его орбита становится все более вытянутой: ее среднее расстояние возрастает. Когда будет достигнута скорость убегания, аппарат покинет Землю навсегда.

Рассчитать эту критическую скорость довольно просто. Вблизи Земли кинетическая энергия тела должна быть равна работе силы тяжести при перемещении тела с поверхности Земли «на бесконечность». Поскольку притяжение быстро убывает с высотой (обратно пропорционально квадрату расстояния), то можно ограничиться работой на расстоянии радиуса Земли:

Здесь слева кинетическая энергия тела массы m, движущегося со скоростью V, а справа работа силы тяжести mg на расстоянии радиуса Земли (R = 6371 км). Из этого уравнения найдем скорость (причем это не приближенное, а точное ее выражение):

Поскольку ускорение свободного падения у поверхности Земли составляет g = 9,8 м/с², скорость убегания будет равна 11,2 км/с.

Орбита Солнца.

Само Солнце вместе с окружающими его планетами и малыми телами Солнечной системы движется по своей галактической орбите. По отношению к ближайшим звездам Солнце летит со скоростью 19 км/с в направлении точки в созвездии Геркулеса. Эту точку называют «апексом» солнечного движения. А в целом вся группа ближайших звезд, включая Солнце, обращается вокруг центра Галактики по орбите радиусом 25ґ10¹⁶ км со скоростью 220 км/с и периодом 230 млн. лет. Эта орбита имеет довольно сложный вид, поскольку движение Солнца постоянно подвергается возмущению со стороны других звезд и массивных облаков межзвездного газа.

Движение планетыбудет вполнеопределено, если известныплоскость,
в которой лежит ее орбита, размеры и
форма этой орбиты, ее ориентировка в
плоскости и, наконец, момент времени, в
который планета находится в определенной
точке орбиты. Величины, определяющие
орбиты планеты, называются элементами
ее орбиты.

За основную плоскость, относительно
которой определяется положение орбиты,
принимается плоскость эклиптики.

Две точки, в которых орбита планеты
пересекается с плоскостью эклиптики,
называются узлами — восходящим и
нисходящим.Восходящий узелтот,
в котором планета пересекает эклиптику,
удаляясь от ее южного полюса.

Эллиптическую орбиту планеты определяют
следующие 6 элементов (рис. 28):

1. Наклонение i плоскости орбиты к
плоскости эклиптики. Наклонение может
иметь любые значения между 0 и 180°. Если
0
i < 90°, то планета движется вокруг Солнца
(С) в том же направлении, что и Земля
(прямое движение); если 90° < i < 180°, то
планета движется в противоположном
направлении (обратное движение).

2. Долгота (гелиоцентрическая) восходящего
узла
,
т.е. угол между направлениями из центра
Солнца на восходящий узел и на точку
весеннего равноденствия. Долгота
восходящего узла может иметь любые
значения от 0 до 360°.

Долгота восходящего узла
и наклонение i определяют положение
плоскости орбиты в пространстве.

3. Угловое расстояние
перигелия от узла, т.е. угол между
направлениями из центра Солнца на
восходящий узел,
и на перигелий П. Он отсчитывается в
плоскости орбиты планеты в направлении
ее движения и может иметь любые значения
от 0 до 360°.

Угловое расстояние перигелия
определяет положение орбиты в ее
плоскости.

4. Большая полуось
эллиптической орбиты, которая однозначно
определяет сидерический период обращения
Т планеты.

5. Эксцентриситет орбиты
где а и b — полуоси эллиптической орбиты.

Большая полуось
и эксцентриситет е определяют размеры
и форму орбиты.

6. Момент прохождения через перигелий
t₀, или положение планеты на орбите
в какой-нибудь определенный момент
времени t.

Зная момент прохождения через перигелий
t₀и другие элементы орбиты, можно
определить положение планеты в плоскости
ее орбиты для любого момента времени
t.

Положение планеты на орбите определяется
двумя величинами: радиусом-вектором r
и истинной аномалией q. Истинной аномалией
планеты называется угол ПСР (рис. 29)
между направлением из Солнца (С) на
перигелий П и радиусом-вектором планеты
Р. Радиус-вектор r и истинная аномалия
q вычисляются по формулам

r = a (1 — e cos E), (2.9)

(2.10)

где Е =
ПON
и называется эксцентрической аномалией.

Эксцентрическая аномалия Е вычисляется
из уравнения Кеплера

M = E — e sin E, (2.11)

где М — угол, называемый средней
аномалией. Средняя аномалия представляет
собой дугу круга, которую описала бы
планета за время (t—t₀), если бы она
двигалась равномерно по окружности
радиуса а со средней угловой скоростью,
т.е.

(2.12)

Вычисление положения планеты на орбите
для некоторого момента времени t
проводится в следующей последовательности:

1) по формуле (2.12), в которой известны
Т и (t — t₀), определяют
среднюю аномалию М;

2) по формуле (2.11), при известных е и М,
методом последовательных приближений
находят эксцентрическую аномалию Е;

3) по формулам (2.9) и (2.10) вычисляют
радиус-вектор r и истинную аномалию q .

Определив положение планеты на орбите
для заданных моментов времени, можно
вычислить для этих же моментов ее
пространственные гелиоцентрические
координаты. Зная же элементы орбиты
Земли и вычислив для тех же моментов
положение Земли на ее орбите, можно
определить геоцентрические координаты
планеты и найти ее расстояние от центра
Земли.

Определение видимых координат
планеты по элементам их орбит называется
вычислением эфемерид, т.е. таблиц,
в которых положения планет даются на
любые избранные моменты времени (иногда
на много лет вперед).

Обратная задача, т.е. определение
элементов орбит по наблюденным
координатам, называется определением
орбит. Вычисление эфемерид и определение
орбит — основные задачи теоретической
астрономии.

Соседние файлы в папке Лекции

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #

По какой орбите Земля движется вокруг Солнца?

Из школьного курса всем известно, что Земля вращается относительно Солнца. Орбита – это траектория движения нашей планеты вокруг звезды. Есть ли у неё какие-нибудь примечательные особенности?

Форма траектории

Долгое время астрономы полагали, что орбиты небесных тел – это окружности. Однако Иоганн Кеплер установил, что на самом деле планеты, в том числе Земля, двигаются по эллиптической траектории, причем Солнце находится в одном из фокусов этого эллипса.

У эллипса, который выглядит как сплюснутая окружность, есть такой параметр, как эксцентриситет. Он определяет, насколько близка его форма к окружности. Эксцентриситет может принимать значение от нуля до единицы. Если он равен нулю, то орбита становится идеальным кругом, в центре которого расположена звезда. Земной эксцентриситет равен 0,0167, то есть наша орбита очень близка к круговой.

Точка, в которой небесное тело максимально удалено от своего светила, называется апоцентром, а ближайшая точка именуется перицентром. Применительно к планетам Солнечной системы также используются термины афелий и перигелий. Когда Земля находится в афелий, расстояние от неё до Солнца составляет 152 млн км, а в перигелий оно сокращается до 147 млн км.

Столь незначительное изменение радиуса земной орбиты очень важно для жизни на планете, так как оно позволяет поддерживать стабильное значение средней температуры на ней. Для сравнения – радиус орбиты Меркурия меняется от 46 до 70 млн км, что соответствует значению эксцентриситета 0,2.

Расстояние от Земли до Солнца

Средний радиус земной орбиты, равный 150 млн км, принят за одну астрономическую единицу – единицу измерения расстояний в космическом пространстве. Исторически ее удобно было использовать при описании Солнечной системы.

Дело в том, что определить относительные расстояния в ней (например, вычислить, что радиус венерианской орбиты в 1,4 раза меньше радиуса земной), значительно проще, чем рассчитать абсолютные. Поэтому астрономы приняли расстояние между Землей и Солнцем за условную единицу и через нее выражали все остальные линейные размеры в нашей планетной системе. Лишь в 1672 году с помощью измерения параллакса Марса итальянцу Джованни Кассини удалось впервые оценить радиус земной орбиты в 140 млн км.

Более точное значение астрономической единицы удалось получить методом радиолокации Венеры советским астрономам в 1961 году. Они получили значение 149 599 300±2000 км.

Скорость движения Земли

Общая протяженность орбиты нашей планеты составляет 940 млн км, которые Земля преодолевает за 365,25 дня, именно поэтому каждый четвертый год делают високосным, добавляя к нему 29 февраля. При этом небесные тела движутся по орбите с неравномерной скоростью. Быстрее всего планеты движутся в перицентре, а медленней всего в апоцентре. Земля оказывается в афелие 3 июля и замедляется в этот день до 29,2 км/с. 3 января наша планета достигает перигелия, разгоняясь да 30,2 км/с.

Плоскость орбиты

Орбита каждого небесного тела – это плоская фигура, то есть все ее точки лежат в одной плоскости. Плоскость земной орбиты называется эклиптикой. Интересно, что орбиты всех известных нам планет Солнечной системы почти лежат в эклиптике. Ось вращения Земли вокруг собственной оси наклонена под углом 23° к эклиптике, следствием этого наклона является неравномерный нагрев Северного и Южного полушария на разных участках орбиты, из-за чего возникает сезонность погоды. Когда выше экватора лето, ниже него – зима, и наоборот.

Солнце также вращается вокруг собственной оси, причем все планеты вращаются в ту же сторону, что и светило. Это является косвенным доказательством того, что когда-то вещество, из которого состоят все планеты и наша звезда, было единым газопылевым облаком, от которого отделился строительный материал для планет. Однако есть одна аномалия, объяснение которой до сих пор не найдено. Дело в том, что само Солнце вращается не в эклиптике, а с отклонением от неё на шесть градусов. Астрономы предполагают, что это может служить косвенным доказательством того, что в нашей системе есть ещё неоткрытые планеты, которые также двигаются не в эклиптике, и своим гравитационным воздействием раскачивают ось вращения Солнца.

Отклонение орбиты от идеальной формы

Идея Кеплера о том, что орбиты небесных тел – это эллипсы, очень хорошо описывала поведение планет с точки зрения наблюдателей XVII века, однако с повышением точности измерений стали обнаруживаться отклонения от законов Кеплера. Дело в том, что предложенная немецким астрономом математическая модель была построена на двух упрощениях:

• масса планеты пренебрежимо мала относительно массы звезды;
• учитывается только взаимное влияние сил тяжести двух тел, звезды и планеты, а влияние третьих тел (других планет) не учитывается.

Естественно, в реальности всё сложнее. На самом деле правильнее считать, что не Земля вращается вокруг Солнца, а оба объекта вращаются относительно общего центра масс, который называется барицентром. Но в силу огромной массы звезды барицентр находится внутри неё.

Точные астрономические измерения показывают, что в наше время расстояние между Землей и Солнцем медленно увеличивается со скоростью 15 см в год. Однако это не значит, что наша планета будет постоянно удаляться от светила, периоды удаления могут чередоваться с периодами сближения.

Например, астроном Милутин Миланкович обнаружил, что эксцентриситет земной орбиты не постоянен, а циклически изменяется. Длительность таких циклов составляет около 100 тысяч лет, в течение которых эксцентриситет меняется от 0,005 до 0,05. Именно эти колебания являются причиной ледниковых периодов.

Устойчива ли орбита Земли?

По законам Кеплера планеты могут вращаться вокруг звезды бесконечно долго, однако из-за отклонений от этих законов возможен вариант и неустойчивости, когда планеты покидают свою орбиту или, наоборот, падают на светило. Аналитически рассчитать это невозможно, поэтому приходиться применять компьютерное моделирование.

Проведенные расчеты не позволяют однозначно предсказать судьбу планет Солнечной системы. В некоторых моделях Меркурий либо падает на Солнце, либо сталкивается с Венерой или Землей. Также он может спровоцировать столкновение других планет. Но произойдет это через миллиарды лет.

Какова орбита нашей планеты?

Как и остальные планеты солнечной системы, наша планета совершает движение вокруг своего светила. Орбитой называется данный путь, проделываемый Землей. Явление параллактического смещения звезд и аберрация света звезд есть доказательство движения Земли по орбите. Время полного перемещения Земли вокруг Солнца равняется одному году.

Движение Солнца

Солнце двигается по эклиптике, отражая при этом движение Земли вдоль орбиты. При пересечении небесной сферы площадью ее орбиты, образуется большой круг, называемый эклиптикой. Под углом 23°27′ происходит пересечение плоскости небесного экватора и плоскости эклиптики. В местах, где происходят их пересечения, получаются точки осеннего и весеннего равноденствия. Два раза в год Солнце бывает в этих точках — 23 сентября и 21 марта, когда оно перемещается из северного полушария в южное или обратным путем.

Орбита Земли вокруг Солнца

Окружность, по стандарту называемая эллипсом, является орбитой Земли, в одном из фокусов которого располагается Солнце. Путь от Солнца до Земли изменяется на протяжении года, начиная от 147 миллионов км в перигелии, заканчивая до 152 миллионов км в афелии. Орбита имеет длину более 930 миллионов км. Барицентр Земли совершает движение с запада на восток со средней скоростью примерно 30 км/с и преодолевает все расстояние за 365 суток 6 часов 9 минут 9 секунд. Этот временной промежуток имеет название звездный год.

Временное расстояние между двумя последовательными передвижениями Солнца сквозь точку весеннего равноденствия имеет название тропический год. Такой год равен 365 суткам 5 часам 48 минутам 46 секундам, что на 20 мин короче звездного (сидерического) года. Это явление называется предварением равноденствий и вызывается прецессией.

Следствие перемещения Земли вокруг Солнца

Современный календарь (Григорианский) подстроен под длительность тропического года с погрешностью 1 день в 2800 лет. Поэтому даже через 100 тысяч лет зима будет приходиться главным образом на зимние месяцы, а лето на летние!

В нынешнюю эпоху ось передвижения Земли располагается под углом 66,5° к плоскости орбиты и совершает перемещение на протяжении года параллельно самой себе в пространстве. Следствием этого (движению нашей планеты по орбите около Солнца) является изменение времен года и неравенство ночи и дня.

Наклон оси

Из-за наклонности Земной оси к плоскости орбиты и сохранения ее расположения в пространстве, происходит разный угол падения лучей Солнца. Это создает существенные различия в поступлении теплового потока на земную кору в разные периоды года, а также разную длительность дня и ночи на протяжении года на всех широтах, не считая экватора, где день равняется ночи.

22 июня ось нашей планеты направлена северным концом к небесному светилу. Этот день называется днем летнего солнцестояния. 22 декабря ось Земли направлена южным концом к Солнцу. Этот день зовется днем зимнего солнцестояния. 21 марта является днем весеннего равноденствия, а 23 сентября — день осеннего равноденствия, оба полушария в эти дни имеют одинаковую освещенность.

Похожие статьи

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Орбита Земли

Орбита Земли вокруг Солнца в рамках всей Солнечной системы является объектом изучения многочисленных учёных. С её помощью можно отследить эллиптическое движение планеты, смену на ней времён года, этапы осеннего и весеннего равноденствия, области Лагранжа. В статье это понятие будет рассмотрено более подробно.

Орбитальные особенности планеты Земля

В 16 столетии силами Николая Коперника была проведена целая революция. Этому учёному удалось доказать тот факт, что в центральной части Солнечной системы располагается не что иное, как Солнце. Что касается прочих объектов, они вращаются вокруг планеты Земля в соответствии гелиоцентрической системой. Поэтому орбита Земли вокруг Солнца заслуживает особого внимания.

Общие характеристики рассматриваемого объекта

Длина орбиты Земли вокруг Солнца превышает отметку в 930 миллионов километров. Вращение нашей планеты вокруг звёзды под названием Солнце происходит по соответствующей схеме. Ускорение при этом равняется 108 000 километров в час. Количество времени, затрачиваемого на один проход, при этом составляет 365,242199 солнечных дней. Именно по этой причине спустя каждые три года добавляется один день (т. е. в сумме их получается не 365, а 366).

Среднее расстояние от Земли до Солнца

По мере совершения прохода дистанция между нашей планетой и естественным небесным светилом подвергается изменениям. Перигелий происходит на точке в 147 098 074 километра. Средний уровень удалённости равен 149,6 миллионов километров. Наибольший показатель отстранённости (альтернативное название – афелий) наблюдается в отметке 152 097 701 километров.

Рассматривая такой интересный феномен, как орбита Земли, можно сделать вывод о его уникальных особенностях. Особенно тем, кто проживает в северном полушарии. Люди, наблюдающие за явлением из этой области, могли обнаружить, что тепло и холод не имеют сходства с параметром удалённости. Связано это с тем, что они пребывают в зависимости от наклона оси.

Эллиптическая форма

Орбита Земли не является идеальным кругом. Наоборот, «мы» вращаемся вокруг нашего небесного светила по эллипсу, который имеет умеренную вытянутость. Впервые данная закономерность была прописана Иоганном Кеплером. Он обнаружил, что есть определённая схема движения планеты и стал заниматься её изучением. По итогу оказалось, что она отличается эллиптической формой.

Наряду с этим учёный успел произвести замеры орбиты Марса и Земли и впоследствии понял, что они поочерёдно – то тормозили, то наоборот – набирали ускорение. Всё это имело совпадение с параметрами перигелия и афелия. Поэтому расстояние от светила определяется орбитальной скоростью.

Чтобы дать характеристику природе эллиптических траекторий движения планет, учёные со всего мира стали использовать такое понятие, как эксцентриситет. В рассматриваемом случае он составляет от 0 до 1. Если параметр имеет приближённость к отметке 0, речь идёт о круге. Если он идёт к 1, это вытянутый эллипс.

Времена года

Колебания сезонного характера

Как можно заметить, путь Земли вокруг Солнца называется орбитой. В данном случае стоит уделить внимание такому аспекту, как осевой наклон. Все 4 сезона года возникли исключительно благодаря вращению оси, происходящему под углом, равным 23,4 градуса. Это влечёт за собой такие известные в астрономической науке явления, как равноденствие и солнцестояние.

Фиксация оси изменениям не подвергается. В связи с этим распределение солнечной радиации осуществляется по-разному. То есть в случае отхождения северного полушария от Солнца она уходит зимой, а южного – летом. Через полгода в этой системе происходят изменения. День зимнего и летнего солнцестояния приходится соответственно на 21 декабря и июня. День весеннего и осеннего равноденствия – 20 марта и 23 сентября.

Точки Лагранжа

Как уже отмечалось, путь Земли вокруг Солнца называется орбитой. Для неё характерны области Лагранжа. Дело в том, что на нашем пути находится 5 таких объектов. Их суммарная сила гравитации является центростремительной и масштабной. Отметки, которые характерны для этих периодов – от L1 до L5. Их установление обеспечено на прямой линии, которая сформирована между планетой Земля и звездой Солнце. Стабильность в них отсутствует, поэтому спутник, отправленный туда, сместится.

Точки L4 и L5 находятся в угловых частях двух образованных треугольников. При этом внизу находится Солнце и Земля. По причине своей стойкости они выступают в качестве наиболее благоприятных зон для использования космических телескопов и зондов. Особый интерес среди учёных вызывает орбита не только нашей планеты, но и других космических тел, которые имеют относительно небольшую удалённость от планеты Земля.

Таким образом, путь Земли вокруг Солнца называется орбитой, которая не является идеальным кругом, а представляет собой эллипс.