Când Pluto a fost clasificat drept planetă pitică, Mercur a devenit planeta cu cea mai excentrică orbită. Excentricitatea orbitală este cât de mult se abate planeta de la forma sa circulară. Doar dacă orbita este un cerc perfect, atunci are o excentricitate egală cu zero, iar acest număr crește odată cu creșterea excentricității.

Excentricitatea lui Mercur este de 0,205. Orbita sa variază de la 46 de milioane de km în cel mai apropiat punct de soare și 70 de milioane de km în cel mai îndepărtat punct. Cel mai apropiat punct de Soare pe orbită se numește periheliu, iar cel mai îndepărtat punct se numește afeliu. Mercur este cea mai rapidă planetă, având nevoie de doar 88 de zile pământești pentru a orbita Soarele.

Excentricitatea lui Venus este cea mai mică din sistemul nostru solar, 0,007, adică orbita lui Venus este aproape un cerc perfect. Orbita lui Venus variază de la 107 milioane km la periheliu până la 109 milioane km la afeliu. Venus are nevoie de 224,7 zile pământești pentru a orbit soarele. De fapt, o zi pe Venus este mai lungă de un an, deoarece planeta se rotește foarte lent. Când sunt privite de la polul nord ceresc, toate planetele se rotesc în sens invers acelor de ceasornic, dar Venus se rotește în sensul acelor de ceasornic, este singura planetă care are o astfel de rotație.

Pământul are și o excentricitate foarte mică - 0,017 În medie, planeta se află la 150 de milioane de km de soare, dar distanța poate varia de la 147 la 150 de milioane de km. Planeta noastră are nevoie de aproximativ 365.256 de zile pentru a se învârti în jurul soarelui, acesta este motivul anilor bisecți.

Excentricitatea lui Marte este de 0,093, ceea ce face ca orbita sa să fie una dintre cele mai excentrice din sistemul solar. Periheliul lui Marte este de 207 milioane km, iar afeliul său este la 249 milioane km de Soare. De-a lungul timpului, orbita lui Marte a devenit mai excentrică. Planetei roșii îi ia 687 de zile pământești pentru a orbit soarele.

Jupiter are o excentricitate de 0,048, cu un periheliu de 741 milioane km și un afeliu de 778 milioane km. Este nevoie de 4331 de zile pământești, adică 11,86 din anii noștri, pentru a zbura în jurul Soarelui.
Excentricitatea lui Saturn este de 0,056 Cel mai apropiat punct de Soare pe orbita lui Saturn este de 1,35 miliarde km, iar cel mai îndepărtat punct este la 1,51 miliarde km de Soare. În funcție de poziția pe care o ocupă Saturn pe orbita sa, inelele sale sunt fie vizibile, fie aproape invizibile. O revoluție în jurul Soarelui durează 29,7 ani pământeni. De fapt, de când Saturn a fost descoperit în 1610, în puțin peste 400 de ani, a făcut doar 13 orbite în jurul Soarelui.

Periheliul lui Uranus este de 2,27 miliarde km, iar afeliul este la 3 miliarde km de Soare. Excentricitatea sa este de 0,047. Ii ia lui Uranus 84,3 ani pământești pentru a orbit soarele. Uranus este unic deoarece se rotește de fapt pe o parte cu o înclinare axială de aproape 99°.

Excentricitatea lui Neptun este aproape la fel de scăzută ca cea a lui Venus. Periheliul planetei este de 4,45 miliarde km, iar afeliul 4,55 miliarde km. Deoarece Pluto a fost reclasificat drept planetă pitică, Neptun este planeta cu orbita cea mai îndepărtată de Soare.

Planetele Sistemului Solar. Stabilitatea sistemului

Revoluția planetelor în jurul Soarelui are loc într-o direcție (directă). Orbitele planetelor sunt practic circulare, iar planurile lor sunt aproape de planul Laplace. Acesta este avionul principal sistem solar. Viața noastră este supusă legilor mecanicii, iar sistemul solar nu face excepție. Planetele sunt conectate între ele prin legea gravitației universale. Pe baza absenței frecării în spațiul interstelar, putem presupune cu încredere că mișcarea planetelor una față de alta nu se va schimba. Cel puțin în următorii milioane de ani. Mulți oameni de știință au încercat să calculeze viitorul planetelor din sistemul nostru. Dar toată lumea - și chiar Einstein - are un lucru: planetele sistemului solar vor fi întotdeauna stabile.

Orbitele planetelor sistemului solar. Structura

Orbitele obiectelor din Sistemul Solar, la scară (în sensul acelor de ceasornic, începând din stânga sus)

Obiectul central al Sistemului Solar este Soarele - o stea din secvența principală din clasa spectrală G2V, pitic galben. Majoritatea covârșitoare a masei totale a sistemului este concentrată în Soare (aproximativ 99,866%), el ține planetele și alte corpuri aparținând sistemului solar cu gravitația sa. Cele mai mari patru obiecte - giganții gazosi - reprezintă 99% din masa rămasă (cu Jupiter și Saturn reprezentând majoritatea - aproximativ 90%).

Majoritatea obiectelor mari care orbitează Soarele se mișcă în esență în același plan, numit plan ecliptic. În același timp, cometele și obiectele Centura Kuiper au adesea unghiuri mari de înclinare față de acest plan.

Toate planetele și majoritatea celorlalte obiecte orbitează în jurul Soarelui în aceeași direcție cu rotația Soarelui (în sens invers acelor de ceasornic când sunt privite de la polul nord al Soarelui). Există excepții, cum ar fi cometa Halley. Mercur are cea mai mare viteză unghiulară - reușește să finalizeze o revoluție completă în jurul Soarelui în doar 88 de zile pământești. Și pentru cea mai îndepărtată planetă - Neptun - perioada orbitală este de 165 de ani pământeni.

Majoritatea planetelor se rotesc în jurul axei lor în aceeași direcție în care se învârt în jurul Soarelui. Excepțiile sunt Venus și Uranus, iar Uranus se rotește aproape „întins pe o parte” (înclinarea axei este de aproximativ 90°). Pentru a demonstra clar rotația, se folosește un dispozitiv special - telur.

Multe modele ale Sistemului Solar arată în mod convențional orbitele planetelor la intervale egale, dar în realitate, cu puține excepții, cu cât o planetă sau centură este mai departe de Soare, cu atât distanța dintre orbita sa și orbita obiectului anterior este mai mare. De exemplu, Venus este la aproximativ 0,33 UA. e. mai departe de Soare decât Mercur, în timp ce Saturn este la 4,3 a. e. mai departe decât Jupiter, iar Neptun este 10,5 a. adică mai departe decât Uranus. Au existat încercări de a deriva corelații între distanțele orbitale (de exemplu, regula Titius-Bode), dar niciuna dintre teorii nu a devenit general acceptată.

Orbitele obiectelor din jurul Soarelui sunt descrise de legile lui Kepler. Potrivit acestora, fiecare obiect se învârte într-o elipsă, la unul dintre focarele cărora se află Soarele. Obiectele mai apropiate de Soare (cu o semi-axă mai mică) au o viteză unghiulară de rotație mai mare și, prin urmare, au o perioadă orbitală mai scurtă (an). Pe o orbită eliptică, distanța unui obiect față de Soare variază de-a lungul anului. Punctul cel mai apropiat al orbitei unui obiect de Soare se numește periheliu, iar punctul cel mai îndepărtat se numește afeliu. Fiecare obiect se mișcă cel mai rapid la periheliu și cel mai lent la afeliu. Orbitele planetelor sunt apropiate de cercuri, dar multe comete, asteroizi și obiecte din centura Kuiper au orbite eliptice foarte alungite.

Majoritatea planetelor din sistemul solar au propriile lor sisteme subordonate. Multe sunt înconjurate de luni, unele dintre luni sunt mai mari decât Mercur. Majoritatea sateliților mari sunt în rotație sincronă, cu o parte îndreptată constant spre planetă. Cele mai mari patru planete, giganții gazos, au și inele, benzi subțiri de particule minuscule care orbitează foarte aproape, aproape la unison.

Terminologie

Uneori sistemul solar este împărțit în regiuni. Sistemul Solar interior include cele patru planete terestre și centura de asteroizi. Partea exterioară începe în afara centurii de asteroizi și include patru giganți gazosi. După descoperirea Centurii Kuiper, cea mai îndepărtată parte a Sistemului Solar este considerată a fi regiunea formată din obiecte situate mai departe de Neptun.

Toate obiectele sistemului solar care orbitează în jurul Soarelui sunt împărțite oficial în trei categorii: planete, planete pitice și corpuri mici ale sistemului solar. O planetă este orice corp aflat pe orbită în jurul Soarelui care este suficient de masiv pentru a dobândi o formă sferică, dar nu suficient de masiv pentru a iniția fuziunea termonucleară și a reușit să curețe vecinătatea orbitei sale de planetezimale. După această definiție, există opt planete cunoscute în sistemul solar: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Pluto nu îndeplinește această definiție deoarece nu și-a curățat orbita de obiectele din centura Kuiper din jur. O planetă pitică este un corp ceresc care orbitează în jurul Soarelui, care este suficient de masiv pentru a menține o formă apropiată de rotundă sub influența propriilor forțe gravitaționale, dar care nu și-a curățat spațiul orbitei de planetezimale și nu este un satelit al planetei. . După această definiție, Sistemul Solar are cinci planete pitice recunoscute: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake și Eris. În viitor, alte obiecte pot fi clasificate drept planete pitice, cum ar fi Sedna, Orcus și Quaoar. Planetele pitice ale căror orbite se află în regiunea obiectelor trans-neptuniene se numesc plutoide. Obiectele rămase care orbitează în jurul Soarelui sunt corpuri mici ale Sistemului Solar.

Cum să-ți amintești toate planetele?

Iată numele lor în ordine, pe măsură ce se îndepărtează de Soare: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun Știm totul - Mama Yulia Sat on the Pills in the Morning cel mai mic copil pe care îl cunoaște, cunoscând Venus și Mercur.

Care este orbita unei planete, ce formă au orbitele sistemului solar.

Soluție detaliată sarcina finală 1 la geografie pentru elevii clasei a V-a, autori V. P. Dronov, L. E. Savelyeva 2015

1. Cum poți naviga lângă stele?

Puteți naviga folosind stele strălucitoare. Stelele de navigație sunt cele 26 de stele cele mai strălucitoare utilizate pentru orientare. Ele indică direcții către anumite părți ale orizontului. De exemplu, Steaua Polară indică întotdeauna spre Nord.

2. Ce este sistemul solar? Ce corpuri cosmice sunt incluse în compoziția sa?

Sistemul solar este Soarele și corpurile cosmice care se mișcă în jurul lui. Sistemul solar include Soarele și corpurile cosmice care se mișcă în jurul lui (planete, sateliți, comete, asteroizi), spațiu interplanetar cu particule minuscule și gaz lichefiat.

3. Care este orbita unei planete? Ce formă au orbitele planetelor din sistemul solar?

Orbita este calea unei planete în jurul Soarelui. Orbitele planetelor sistemului solar au forma unor elipse.

4. Care planetă de la Soare este Pământul? Între ce planete se află?

Pământul este a treia planetă de la Soare. Este situat între Venus și Marte.

5. În ce grupe sunt împărțite planetele sistemului solar? Cum sunt diferite planetele din aceste grupuri?

Planetele Sistemului Solar sunt împărțite în planete terestre și planete gigantice. Ele diferă în compoziție și dimensiune. Planetele terestre sunt stâncoase și de dimensiuni mici. Planetele gigantice au o compoziție de gaz-praf și au dimensiuni mari.

6. Cum afectează Soarele Pământul?

Soarele atrage Pământul și este responsabil pentru mișcarea acestuia. Furnizează Pământului căldură și lumină, care afectează organismele vii. Radiația solară afectează câmpul magnetic al Pământului.

7. Numiți planetele sistemului solar. Care dintre ele primesc mai multă lumină și căldură de la Soare decât Pământul și care primesc mai puțin?

Planetele sistemului solar - Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun. Mercur și Venus primesc mai multă lumină și căldură decât Pământul. Toate celelalte planete primesc mai puțină căldură și lumină în comparație cu Pământul.

8. Cum se numește o zi? Care este durata unei zile pământești? În ce condiții poate deveni ziua mai lungă sau mai scurtă?

O zi este o unitate naturală, dată de natură, de bază a timpului. Durata unei zile pământești este de 24 de ore. Lungimea zilei se poate schimba atunci când viteza de rotație a Pământului în jurul axei sale se schimbă: creșterea vitezei de rotație va scurta ziua, încetinirea acesteia o va crește.

9. Care sunt consecințele geografice ale rotației Pământului în jurul axei sale?

Rotația în jurul axei sale afectează forma planetei. Ca urmare, are loc o schimbare a zilei și a nopții. Datorită rotației axiale a Pământului, toate obiectele în mișcare de pe Pământ sunt deviate spre dreapta în direcția mișcării lor în emisfera nordică și spre stânga în emisfera sudică.

10. Cum se numește un an? Cât durează un an pământesc? De ce fiecare al patrulea an pe Pământ este mai lung decât precedentul trei cu o zi? Cum se numesc acești ani alungiți?

Un an este perioada de timp în care Pământul face o revoluție completă în jurul Soarelui pe orbita sa. Anul Pământului are 365 de zile. Fiecare al patrulea an este cu o zi mai lung decât precedentul trei și se numește an bisect. Cert este că lungimea unei zile pământești este puțin peste 24 de ore. Deci într-un an acumulezi 6 ore în plus. Pentru comoditate, un an este considerat a fi egal cu 365 de zile. Și la fiecare patru ani, mai adaugă o zi.

11. Ce este un pol geografic, ecuatorul? Care este lungimea ecuatorului Pământului?

Un pol geografic este un punct convențional de pe suprafața pământului în care se intersectează cu axa pământului.

Ecuatorul este un cerc imaginar pe suprafața Pământului, desenat la distanțe egale de Polul Nord și Polul Sud.

Lungimea ecuatorului este de 40076 km.

12. De ce este distanța de la centrul Pământului la poli geografici mai puțin decât de la centrul Pământului până la ecuator?

Raza polară este mai mică decât raza ecuatorială deoarece Pământul nu este o sferă perfectă, dar este ușor aplatizată la poli.

13. De ce se schimbă anotimpurile pe Pământ?

Pământul nu numai că se rotește în jurul Soarelui, dar menține și înclinarea axei sale. Acest lucru duce la încălzirea neuniformă a diferitelor zone pe parcursul anului, ceea ce provoacă schimbarea anotimpurilor.

14. Care sunt consecințele geografice ale rotației Pământului în jurul Soarelui?

Consecința mișcării Pământului în jurul Soarelui este schimbarea anotimpurilor, ritmurile anuale ale naturii vii și neînsuflețite.

Orbitele planetelor sistemului solar. Planeta Nouă ar putea schimba orbitele tuturor planetelor din sistemul solar

Un nou studiu comun condus de Elizabeth Bailey și descoperitorii planetei Nouă, Konstantin Batygin și Mike Brown, raportează că această planetă geloasă ar fi putut schimba orbitele celorlalte opt planete din sistemul solar.

Un nou studiu comun condus de Elizabeth Bailey și descoperitorii planetei Nouă, Konstantin Batygin și Mike Brown, raportează că această planetă geloasă ar fi putut schimba orbitele celorlalte opt planete din sistemul solar. Dacă există, ar putea explica de ce planetele nu sunt în linie cu Soarele.

Cele opt planete principale orbitează încă în jurul stelei noastre în planul original al discului protoplanetar din care s-au născut. Soarele se rotește și în jurul propriei axe, dar, în mod surprinzător, axa este înclinată la un unghi de 6 grade față de o linie perpendiculară pe planul planetelor.

Există mai multe teorii care explică această înclinare, inclusiv o stea trecătoare cu miliarde de ani în urmă sau interacțiunea dintre câmpul magnetic al Soarelui și discul primordial de gaz și praf din care s-a născut Sistemul Solar. Dar au dificultăți în a explica de ce axa de rotație este aliniată așa cum este față de alte planete.

Anterior, Michael Brown și Konstantin Batygin de la Institutul de Tehnologie din California (SUA) au susținut că Planeta Nouă ar putea fi responsabilă pentru unele dintre mișcările neregulate ale corpurilor de gheață din sistemul solar exterior. Noua idee se extinde la orbitele tuturor planetelor majore.

„Credem că planeta nou descoperită are o înclinare semnificativă și, dacă există, va schimba orbitele altor corpuri. Acestea sunt piese ale aceluiași puzzle care par să se potrivească și, dincolo de asta, vorbesc în favoarea existenței Planetei Nouă”, a spus Elizabeth Bailey.

Planeta îndepărtată are de 5 până la 20 de ori masa Pământului și are o orbită extrem de excentrică. Această traiectorie alungită sugerează că a fost odată o exoplanetă furată de Soare de la o altă stea.

Dacă acest furt ar avea loc suficient de devreme, impactul său gravitațional ar fi suficient pentru a scoate orbitele planetelor din aliniament cu Soarele. Planeta Nouă nu a putut muta individual Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Întregul sistem solar sa înclinat complet.

„Înclinarea planetei Nouă, nu masa ei, este factorul cheie. Dacă ar fi vorba de masă, Jupiter ar fi principalul suspect. Este important ca făcătorul de probleme să fie în afara planului general. Jupiter nu își poate schimba propriul unghi de înclinare”, a comentat Alessandro Morbidelli de la Observatorul Coastei de Azur (Franța), care a ajuns la o concluzie similară în studiul său independent.

Înclinarea Soarelui încă nu dovedește existența Planetei Nouă. În primul rând, mai trebuie să-l vedem cel puțin printr-un telescop.

În ce direcție se rotesc planetele în jurul Soarelui?

Toate cele opt planete din Sistemul Solar orbitează în jurul Soarelui în aceeași direcție în care se rotește Soarele, adică în sens invers acelor de ceasornic când sunt privite de la Polul Nord al Pământului. De asemenea, șase planete se rotesc în jurul axei lor în aceeași direcție.

Video De ce ORBITELOR PLANETELOR se află în același plan

Locația planetelor în Sistemul Solar. Scurte informații despre planetele sistemului solar

Numărul de planete din Sistemul Solar este 8 și sunt clasificate în ordinea distanței de la Soare:

• Planetele interioare sau planetele terestre sunt Mercur, Venus, Pământul și Marte. Ele constau în principal din silicați și metale
• Planetele exterioare - Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun - sunt așa-numitele giganți gazoase. Sunt mult mai masive decât planetele terestre. Cele mai mari planete din sistemul solar, Jupiter și Saturn, constau în principal din hidrogen și heliu; Giganții gazosi mai mici, Uranus și Neptun, conțin metan și monoxid de carbon în atmosfera lor, pe lângă hidrogen și heliu.

Orez. 1. Planetele Sistemului Solar.

Lista planetelor din Sistemul Solar, în ordine de la Soare, arată astfel: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Prin enumerarea planetelor de la cea mai mare la cea mai mică, această ordine se schimbă. Cea mai mare planetă este Jupiter, urmată de Saturn, Uranus, Neptun, Pământ, Venus, Marte și în final Mercur.

Toate planetele orbitează în jurul Soarelui în aceeași direcție cu rotația Soarelui (în sens invers acelor de ceasornic când sunt privite de la polul nord al Soarelui).

Mercur are cea mai mare viteză unghiulară - reușește să finalizeze o revoluție completă în jurul Soarelui în doar 88 de zile pământești. Și pentru cea mai îndepărtată planetă - Neptun - perioada orbitală este de 165 de ani pământeni.

Majoritatea planetelor se rotesc în jurul axei lor în aceeași direcție în care se învârt în jurul Soarelui. Excepțiile sunt Venus și Uranus, Uranus rotindu-se aproape „întins pe o parte” (înclinarea axei este de aproximativ 90 de grade).

Secvența planetelor din sistemul solar și caracteristicile acestora.

Dacă te uiți la o hartă a sistemului solar, vei observa imediat că toate planetele se rotesc în același plan în jurul stelei din centru. Și nu putem da vina pe editorul de hărți pentru asta, care a decis să economisească pe hârtie. Nu, corpurile cerești de aici sunt într-adevăr aliniate într-un fel de linie.

Orbitele planetelor sistemului solar

Oamenii au observat acest lucru chiar înainte de inventarea telescoapelor, pur și simplu înregistrând poziția Soarelui și a planetelor pe cer. Pentru a înțelege de ce au ajuns în același plan, trebuie să ne întoarcem la formarea Sistemului Solar. A fost odată ca niciodată un nor sferic uriaș de gaz și praf care se rotea încet. Apoi, din anumite motive, a început să se prăbușească. Vorbind mai mult într-un limbaj simplu, micșora. Oamenii de știință nu pot spune cu certitudine motivul care a inițiat această desfășurare a evenimentelor, dar cel mai probabil a fost o explozie de supernovă nu foarte îndepărtată.

Oricum ar fi, gravitația a forțat norul de gaz și praf să se îngroașe - din ce în ce mai puternic. Pe măsură ce această sferă a scăzut în dimensiune, s-a rotit mai repede. Aceasta este una dintre legile fizice de bază referitoare la sistemele rotative. Se numește „conservarea momentului unghiular”. Cantitatea acestui moment într-un anumit obiect depinde de doi factori - distribuția masei și viteza de rotație. Dacă unul se schimbă, al doilea trebuie compensat - momentul unghiular total rămâne neschimbat, se conservă.

Ordinea și traiectoriile planetelor sistemului solar

Aceasta înseamnă că, pe măsură ce norul gigant de gaz și praf s-a micșorat în dimensiune, s-a rotit mai repede. În cele din urmă, această rotație a creat suficientă forță pentru a aplatiza norul într-un disc. Vizualizați-l așa - aveți un bulgăre rotund de aluat, începeți rapid să îl rotiți în jurul propriei axe și se transformă într-o turtă de pizza. Acesta, apropo, nu este un model pur teoretic. Observăm vizual formarea acestor discuri în jurul stelelor tinere, inclusiv în galaxia noastră.

Să ne întoarcem, totuși, cu miliarde de ani în urmă, la steaua noastră natală. În interiorul discului rezultat, particulele de praf și gaz s-au ciocnit în mod constant între ele și s-au lipit împreună, ducând la formarea corpurilor cerești din ce în ce mai voluminoase. Marea majoritate dintre ei nu au crescut mai mari decât asteroizii în formă de cartofi, dar au existat și unii care s-au transformat în Pământ și în celelalte șapte planete ale sistemului solar. Datorită faptului că toate s-au format în interiorul unui disc rotativ de materie, care poate fi doar plat, aceste obiecte au ajuns în același plan. Mai mult, ele se rotesc în aceeași direcție în jurul Soarelui.

Planetele Sistemului Solar

Există multe obiecte mai mici care se mișcă în jurul Soarelui pe orbite înclinate - Pluto, comete și unii asteroizi. Toate au fost probabil localizate inițial în planul descris, dar au fost împinse din acesta de Jupiter sau Neptun în perioada în care aceste planete au ajuns în locațiile lor actuale. Dar au avut noroc - se crede că acești uriași au aruncat multe corpuri cerești mici dincolo de sistemul solar.

Acest lucru poate părea ciudat pentru unii, dar faptul că toate planetele se rotesc în același plan este un fenomen comun se observă și în alte sisteme stelare cunoscute de noi. Desigur, nu are rost să te superi din cauza acestei obișnuiți. Amintiți-vă că avem ceva pe care încă nu am fost capabili să detectăm nicăieri în Univers. Viață inteligentă. Oameni. În acest sens, suntem încă destul de unici.

Cum se rotesc planetele în jurul Soarelui?

Pământul se învârte în jurul soarelui. Marte se învârte în jurul Soarelui. Venus, Mercur, Neptur, Uranus și Saturn de asemenea. Luna și Stația Spațială Internațională orbitează în jurul Pământului.

Care planetă din sistemul solar are cea mai alungită orbită și care are cea mai mică?

După cum știți, orice planetă se învârte în jurul stelei sale pe o orbită eliptică, în unul dintre focarele cărora se află steaua. Gradul de alungire a orbitei este caracterizat de excentricitatea acesteia. Excentricitatea poate fi definită cantitativ ca raportul dintre distanța de la centrul orbitei la focalizarea acesteia și lungimea semi-axei ​​majore a orbitei. Toate valorile posibile pentru excentricitatea unei orbite eliptice se află între 0 și 1. La o excentricitate de zero (focalizarea orbitei coincide cu centrul acesteia, adică steaua se află în centrul orbitei în care planeta se învârte în jurul lui), forma orbitei este un cerc. Cu cât valoarea excentricității este mai mare (mai departe de 0 și mai aproape de 1), cu atât orbita este mai alungită. Dintre planetele din Sistemul Solar, orbita lui Venus are cea mai mică excentricitate - este 0,00676. Cea mai mare valoare este excentricitatea orbitei lui Mercur, egală cu 0,20564.

I. Kulik, I.V. Sandpiper

Metodă de determinare a excentricității orbitei unei planete

Cuvinte cheie: timp, orbită, linie absidale, linie parametrică, anomalie medie, anomalie adevărată, ecuație de centru, rază de timp.

V.I. Kulik, I.V. Kulik

Tehnica de definire a excentricității unei orbite a planetei

Este oferită tehnica de definire a orbitelor de excentricitate numai prin măsurarea poziției unghiulare a unei planete.

Cuvinte cheie: timp, orbită, linia absidelor, parametrii liniei, anomalia medie, anomalia adevărată, ecuația centrului, timpul fasciculului care se rotește uniform.

Există diverse expresii pentru determinarea excentricității orbitale.

Iată o serie de expresii pentru determinarea excentricității „e” a orbitei.

Orez. 1. La trecerea de la RB la RH, cu c = 1,5; A = 4,5; Ro = 4 dacă

dacă ¥ = ^, atunci< = 1,230959418

5. e = VH - VB VH + VB

RB - RH RB + RH

Cu toate acestea, aproape toate expresiile conțin expresii liniare În astronomia teoretică, relația este luată în considerare

parametri care, pe Pământ, pot fi măsurați între anomalia adevărată φ și anomalia medie %

direct imposibil. Parametrii orbitei planetei. În mișcarea orbitală a Pământului, vezi Fig. 2,

(Fig. 1). Scopul nostru este de a determina adevărata anomalie a poziției Pământului pe orbită

Excentricitatea oricărui sistem planetar, măsurată prin unghiul φ dintre vectorii cu rază: Soarele

doar poziția sa unghiulară pe sfera cerească și (focalizarea orbitei M) - periheliu și Soare - Pământ, adică perioada revoluției sale în jurul centrului.

Orez. 2. Parametrii orbitei

Anomalia medie este unghiul dintre vectorul rază Soare - periheliu (pe linia absidale) și vectorul rază (neprezentat în fig. 2), care se rotește uniform (în direcția mișcării Pământului) cu

viteza unghiulară n = , unde T este perioada

revoluția Pământului în jurul Soarelui, exprimată în unități solare (medii).

Mai mult, rotația vectorului (Soare M - Pământ t) are loc în așa fel încât capătul acestuia, situat pe orbită și deplasându-se neuniform de-a lungul acestuia, concomitent cu sfârșitul vectorului care se rotește uniform (în direcția mișcării Pământului) cu

viteza unghiulară n = ■

trece de punctele absidelor,

adică pentru punctele absidale avem φ = £. Cu o valoare n, anomalia medie este determinată de formula: * / 2 - n.

unde t este intervalul de timp din momentul trecerii

Pământul prin periheliu. Diferența φ - £ = φ---1 =

P se numește ecuația centrului. Ea reflectă neuniformitatea mișcării anuale a Pământului; acest lucru se aplică în aceeași măsură mișcării anuale aparente a Soarelui. În astronomia teoretică, formula pentru această diferență este aproximativ determinată.

În regiunea perigeului (PE), mișcarea planetei este rapidă, iar în regiunea apogeului (AP) este lentă. În secțiunea traiectoriei dintre PE și AP, vectorul rază al revoluției Pământului se deplasează înaintea razei de timp care se rotește uniform, adică unghiul p > C (Fig. 3), în timp ce pe cealaltă jumătate a orbitei, sau pe de cealaltă parte a

linii absidale, între punctele AP și PE, vectorul rază al revoluției Pământului se mișcă în spatele razei de timp care se rotește uniform, adică unghiul p< С

(Fig. 3). În fig. Figura 3 arată și transferul originii mișcării de la perigeul t O pe linia absidelor la t Og (t.) pe linia echinocțiilor.

Și dacă numărăm timpul (și alți parametri) din linia absidelor (fie că din punctul PE a început un nou ciclu natural de mișcare sau din punctul AP), atunci calculele arată simetria tuturor parametrilor, vezi graficul f relativ la linia sd. Dar dacă deplasăm punctul de referință la linia echinocțiului în punctul Og (în punctul G2) (Fig. 3), atunci simetria este distrusă, vezi graficul lui φ "în raport cu linia C, vezi Fig. 3. La fel ca graficul unghiului p" , iar graficul unghiului T] nu este simetric față de linia C Numai în zona indicată de săgețile B, planeta „depășește” timpul și unghiul p" >

C, în toate celelalte puncte ale traiectoriei planeta „rămâne în urmă” razei de timp și unghi care se rotesc uniform (< д (рис. 3).

Graficul unghiului de ascensiune al Soarelui, unghiul /, este întotdeauna considerat între punctele echinocțiului de primăvară și de toamnă, adică între punctele y și O de pe linie.

echinocțiu, este similar în raport cu linia C

(sau linii temporale?" = C "p), cu toate acestea, durata timpului (adică, în funcție de timp) este diferită de ambele părți ale liniei de echinocțiu (Fig. 2 și 3).

Orez. 3. Schimbarea punctului de referință: O - de la perigeu, O" - de la linia echinocțiilor

Excentricitatea orbitală poate fi determinată din ecuația pentru anomalia medie a planetei, și anume:

Explicația formulei propuse (*) la trecerea de la apogeu (AP):

unde = 2 arcSin J^1 * e^ zA ; de unde z^ = Sin2^.

La rândul său, valoarea lui zA depinde de unghiul fA sau za =~l-~-, de unde adevărata anomalie

planete: (a = arcCoS

Explicația formulei propuse (*) la trecerea din perigeu (PE):

%п =^f- fn =^п - e sinvnl

¥ zn -eK.-e)J¿)

unde ШП = 2 arcSin J--- zп, de unde zП = -2- Sin2 ^П-

La rândul său, valoarea lui 2P depinde de unghiul FP sau Zп

(1- cos(n) 1 + e cos rn

de unde adevărata anomalie?

planete: rp = arcCoS

Mai departe. Figurile 4 și 5 arată orbitele unei planete care au aceeași distanță medie A față de centrul în jurul căruia se învârte planeta. În plus, în Fig. 4, orbitele sunt prezentate cu un centru de simetrie fix (fix) în punctul O și o poziție variabilă a focarului (/1, /2,/3) al orbitei, iar în Fig. 5, orbitele sunt prezentate cu o poziție staționară (fixă) a focalizării în punctul ^ și o poziție variabilă a centrului de simetrie (punctul Oz,

O2, Oz), orbite. Radius Yao este un parametru orbital (Fig. 2).

În formula de mai sus (*), semnul (+) corespunde cazului în care începutul mișcării de la apogeu la perigeu este luat ca origine de referință sau de mișcare, adică de la raza Jav (sau Jaap) la raza Yang (sau Jape), iar semnul (-) corespunde cazului în care începutul referinței sau mișcării este considerat începutul mișcării de la perigeu la apogeu, adică de la raza Yan (sau Yape) la raza Yav (sau Yap).

Orez. 4. Parametrii orbitali pentru un centru fix de simetrie O

Orez. 5. Parametrii de orbită cu focalizare fixă ​​F

Dacă luăm în considerare, Fig. 2, 4 și 5, când planeta se mișcă de la apogeu (de pe raza Rav) la unghi (a = Ra =

, (și înainte (a = 2~ " - planeta se apropie de centrul de masă (de focalizarea orbitei)) și

formula (1) este simplificată, atunci timpul va trece:

arcSin^1 + e) ​​​​+ e-y/1 - e2

sau tB = tA =

Dacă luăm în considerare, Fig. 2, 4 și 5, când planeta se mișcă de la perigeu (de pe raza Yang) la un unghi Рн = Рп = 2", atunci

este, - mișcarea din unghi (n = 0 la Pn =, - planeta se îndepărtează de centrul de masă (din focarul orbitei) și formula (2) este simplificată, - atunci timpul va trece:

sau tH = tn = -

Atunci anomalia medie a planetei pe măsură ce planeta se mișcă de la apogeu va fi:

= "tA =¥a + e - sin^A = 2 arcSinу" (1 + e)

E - jre = 2 - arcSin + e-JR0 . 2 V2 - A V A

Aici avem peste tot: (a = Рп = , и = 1п = 0. În consecință, anomalia medie a planetei atunci când planeta se mișcă din perigeu va fi:

Tn =Wu - e - sin^n = 2 - arcSin - e-^l 1 - e2 = 2 - arcSin^^-.

Dacă luăm acum în considerare două formule simplificate și anume:

Dr - tA = 2 - arcSin Aii+^i + e-V 1 - e2

Tn = 2 - arcSin J- e-VI-\

apoi în fiecare dintre ele, pe lângă perioada orbitală T, se presupune că sunt vizibile încă două cantități necunoscute: u și e Dar nu este așa. Din observațiile astronomice putem determina întotdeauna: 1) perioada de revoluție a planetei - T; 2) unghi

Рд = Рп = - rotația razei de-a lungul căreia se mișcă planeta; 3) timpul tA sau pentru care fasciculul specificat

se va roti printr-un unghi p^ = rd = rts = - de la linia absidale.

Dacă perioada siderale de revoluție a planetei este T = 31558149,54 secunde, iar raza pe care se află planeta

se rotește prin unghiul рг- = рА = - și, în același timp, intervalul de timp din momentul în care Pământul trece prin apogeu

liniile absidale sau timpul tA al mișcării planetei de la apogeu la unghiul p = - este cantitatea

g = T,0,802147380127504 = 8057787,80589431 [s], p

apoi din ecuaţia transcendentală

GA = ^T. 0,802147380127504 ^ = = 2,0,802147380127504 = 1. 6042947602 5501= 2. arcW^1^ + e ^ 1_ e2,

sau 0,802147380127504[rad] = arcBt^1^ +£^ 1 _e2,

determina excentricitatea.

Valoarea excentricității este egală cu e = 0,01675000000.

În mod similar, dacă intervalul de timp din momentul în care Pământul trece prin perigeul liniei absidale sau timpul ^ al mișcării planetei de la perigeu la un unghi

p = F este valoarea GP = T. 0,768648946667393 = 7721286,96410569 [s], apoi de la 2 p

ecuație transcendentală

GP = -.(T. 0,768648946667393

bp t p t I p

2-0,768648946667393 = 1,53729789333479 = 2 arcSini^-^ _1 _e2

sau 0,768648946667393 = a^t^-^ _£1 _e2 ,

se poate determina excentricitatea orbitală.

Valoarea excentricității este egală cu e = Aici + £д = 1,6042947602550 + 1,53729789333479: 0,016750000. 3,14159265358979 = str.

Aici întotdeauna fl + fp = p

Este clar că această problemă este reversibilă, iar folosind alte două cantități cunoscute se poate găsi întotdeauna

^ + t^ = - a treia cantitate necunoscută.

Literatură

1. Kulik V.I. Organizarea planetelor în sistemul solar. Organizarea structuralăși mișcările oscilatorii ale sistemelor planetare într-un sistem solar cu mai multe mase / V.I. Kulik, I.V. Kulik // Verlag. - Deutschland: Editura Academică Lap lambert, 2014. - 428 p.

2. Mihailov A.A. Pământul și rotația lui. - M.: Nauka, 1984.

3. Khalkhunov V.Z. Astronomie sferică. - M.: Nedra, 1972. - 304 p.

Cunoscut trei procese ciclice, ceea ce duce la așa-numitele fluctuații seculare lente ale valorilor constantei solare. Schimbările climatice seculare corespunzătoare sunt de obicei asociate cu aceste fluctuații ale constantei solare, care s-au reflectat în lucrările lui M.V. Lomonosov, A.I. Voeykova și alții au apărut mai târziu, când au dezvoltat această problemă ipoteza astronomică a lui M. Milankovitch, explicând schimbările climatice ale Pământului în trecutul geologic. Fluctuațiile seculare ale constantei solare sunt asociate cu schimbări lente ale formei și poziției orbitei pământului, precum și cu orientarea axei pământului în spațiul mondial, cauzate de atracția reciprocă a pământului și a altor planete. Deoarece masele celorlalte planete ale Sistemului Solar sunt semnificativ mai mici decât masa Soarelui, influența lor este resimțită sub forma unor mici perturbări ale elementelor de pe orbita Pământului. Ca urmare a interacțiunii complexe a forțelor gravitaționale, calea Pământului în jurul Soarelui nu este o elipsă constantă, ci o curbă închisă destul de complexă. Iradierea Pământului după această curbă este în continuă schimbare.

Primul proces ciclic este modificarea formei orbitale de la eliptică la aproape circulară cu o perioadă de aproximativ 100.000 de ani; se numește oscilație de excentricitate. Excentricitatea caracterizează alungirea elipsei (excentricitate mică - orbită rotundă, excentricitate mare - orbită - elipsă alungită). Estimările arată că timpul caracteristic de schimbare a excentricității este de 10 5 ani (100.000 de ani).

Orez. 3.1 − Modificarea excentricității orbitale a Pământului (nu la scară) (din J. Silver, 2009)

Modificările excentricității sunt neperiodice. Acestea fluctuează în jurul valorii de 0,028, variind de la 0,0163 la 0,0658. În prezent, excentricitatea orbitală de 0,0167 continuă să scadă, iar valoarea sa minimă va fi atinsă în 25 de mii de ani. De asemenea, sunt așteptate perioade mai lungi de scădere a excentricității - până la 400 de mii de ani. O modificare a excentricității orbitei Pământului duce la o modificare a distanței dintre Pământ și Soare și, în consecință, a cantității de energie furnizată pe unitatea de timp unei unități de suprafață perpendiculară pe razele soarelui la limita superioară a atmosfera. S-a constatat că atunci când excentricitatea se modifică de la 0,0007 la 0,0658, diferența dintre fluxurile de energie solară din excentricitate pentru cazurile în care Pământul trece de periheliul și afeliul orbitei se modifică de la 7 la 20−26% din constanta solară. În prezent, orbita Pământului este ușor eliptică, iar diferența de flux de energie solară este de aproximativ 7%. În timpul celei mai mari eliptici, această diferență poate ajunge la 20−26%. Rezultă de aici că la excentricități mici cantitatea de energie solară care ajunge pe Pământ, situată la periheliu (147 milioane km) sau afeliu (152 milioane km) al orbitei, diferă ușor. La cea mai mare excentricitate, mai multă energie ajunge la periheliu decât la afeliu cu o cantitate egală cu un sfert din constanta solară. În fluctuațiile de excentricitate sunt identificate următoarele perioade caracteristice: aproximativ 0,1; 0,425 și 1,2 milioane de ani.

Al doilea proces ciclic este o modificare a înclinării axei pământului față de planul ecliptic, care are o perioadă de aproximativ 41.000 de ani. În acest timp, panta se schimbă de la 22,5° (21.1) la 24.5° (Fig. 3.2). În prezent este de 23°26"30". O creștere a unghiului duce la o creștere a înălțimii Soarelui vara și o scădere în timpul iernii. În același timp, insolația va crește la latitudini mari, iar la ecuator va scădea ușor. Cu cât această înclinare este mai mică, cu atât mai mică este diferența dintre iarna și În timpul verii, iernile mai calde sunt mai înzăpezite, iar verile mai reci împiedică topirea zăpezii pe Pământ, favorizând creșterea ghețarilor crește, anotimpurile sunt mai pronunțate, iernile sunt mai reci și este mai puțină zăpadă, iar verile sunt mai calde și există mai multă zăpadă și gheață. Acest lucru favorizează retragerea ghețarilor în regiunile polare , dar reduce diferențele de latitudine în cantitatea de radiație solară de pe Pământ.

Orez. 3.2 – Modificarea înclinării axei de rotație a Pământului în timp (din J. Silver, 2009)

Al treilea proces ciclic este oscilația axei de rotație a globului, numită precesie. Precesiunea axei pământului- Aceasta este mișcarea lentă a axei de rotație a Pământului de-a lungul unui con circular. Schimbarea orientării axei pământului în spațiul mondial se datorează discrepanței dintre centrul pământului, din cauza aplatizării sale, și axa gravitațională pământ-lună-soare. Drept urmare, axa Pământului descrie o anumită suprafață conică (Fig. 3.3). Perioada acestei oscilații este de aproximativ 26.000 de ani.

Orez. 3.3 – Precesiunea orbitei Pământului

În prezent, Pământul este mai aproape de Soare în ianuarie decât în ​​iunie. Dar din cauza precesiei, după 13.000 de ani va fi mai aproape de Soare în iunie decât în ​​ianuarie. Acest lucru va duce la creșterea variațiilor sezoniere de temperatură în emisfera nordică. Precesia axei pământului duce la o schimbare reciprocă a poziției punctelor solstițiului de iarnă și de vară în raport cu periheliul orbitei. Perioada cu care se repetă poziția reciprocă a periheliului orbital și a punctului solstițiului de iarnă este de 21 de mii de ani. Mai recent, în 1250, periheliul orbitei a coincis cu solstițiul de iarnă. Pământul trece acum de periheliu pe 4 ianuarie, iar solstițiul de iarnă are loc pe 22 decembrie. Diferența dintre ele este de 13 zile, sau 12º65". Următoarea coincidență a periheliei cu punctul solstițiului de iarnă va avea loc după 20 de mii de ani, iar cea anterioară a fost acum 22 de mii de ani. Cu toate acestea, între aceste evenimente punctul solstițiului de vară a coincis cu periheliul.

La excentricități mici, poziția solstițiilor de vară și de iarnă în raport cu periheliul orbital nu duce la o modificare semnificativă a cantității de căldură care intră pe pământ în timpul anotimpurilor de iarnă și vară. Imaginea se schimbă dramatic dacă excentricitatea orbitală se dovedește a fi mare, de exemplu 0,06. Așa a fost excentricitatea acum 230 de mii de ani și va fi peste 620 de mii de ani. La excentricitățile mari ale Pământului, partea de orbită adiacentă periheliului, unde cantitatea de energie solară este cea mai mare, trece rapid, iar partea rămasă a orbitei alungite prin echinocțiul de primăvară până la afeliu trece încet, pentru o lungă perioadă de timp. timp fiind la mare distanta de Soare. Dacă în acest moment periheliul și punctul solstițiului de iarnă coincid, emisfera nordică va experimenta o iarnă scurtă și caldă și o vară lungă și răcoroasă, în timp ce emisfera sudică va experimenta o vară scurtă și caldă și o iarnă lungă și rece. Dacă punctul solstițiului de vară coincide cu periheliul orbitei, atunci se vor observa veri fierbinți și ierni lungi și reci în emisfera nordică și invers în emisfera sudică. Verile lungi, răcoroase și umede sunt favorabile creșterii ghețarilor în emisfera în care este concentrată cea mai mare parte a terenului.

Astfel, toate fluctuațiile de magnitudine variabile enumerate în radiația solară sunt suprapuse unele peste altele și dau un curs secular complex al modificărilor constantei solare și, în consecință, un impact semnificativ asupra condițiilor de formare a climei prin modificări ale cantității de energie solară. radiatii primite. Fluctuațiile căldurii solare sunt cele mai pronunțate atunci când toate aceste trei procese ciclice sunt în fază. Atunci sunt posibile mari glaciări sau topirea completă a ghețarilor de pe Pământ.

O descriere teoretică detaliată a mecanismelor de influență a ciclurilor astronomice asupra climei pământului a fost propusă în prima jumătate a secolului al XX-lea. remarcabilul astronom și geofizician sârb Milutin Milankovic, care a dezvoltat teoria periodicității erelor glaciare. Milankovitch a emis ipoteza că modificările ciclice ale excentricității orbitei Pământului (elipticitatea acesteia), fluctuațiile unghiului de înclinare a axei de rotație a planetei și precesia acestei axe pot provoca schimbări semnificative ale climei de pe Pământ. De exemplu, acum aproximativ 23 de milioane de ani, perioadele de valoare minimă a excentricității orbitei Pământului și schimbarea minimă a înclinării axei de rotație a Pământului au coincis (această înclinare este responsabilă de schimbarea anotimpurilor). Timp de 200 de mii de ani, schimbările climatice sezoniere pe Pământ au fost minime, deoarece orbita Pământului a fost aproape circulară, iar înclinarea axei Pământului a rămas aproape neschimbată. Ca urmare, diferența de temperaturi de vară și iarnă la poli a fost de doar câteva grade, gheața nu a avut timp să se topească în timpul verii și s-a înregistrat o creștere notabilă a suprafeței sale.

Teoria lui Milankovitch a fost criticată în mod repetat, deoarece variațiile radiațiilor din aceste motive relativ mic, și s-au exprimat îndoieli dacă astfel de mici modificări ale radiațiilor la latitudini înalte ar putea provoca fluctuații semnificative ale climei și pot duce la glaciații. În a doua jumătate a secolului XX. S-a obținut o cantitate semnificativă de dovezi noi despre fluctuațiile climatice globale din Pleistocen. O proporție semnificativă dintre acestea sunt coloane de sedimente oceanice, care au un avantaj important față de sedimentele terestre prin faptul că au o integritate mult mai mare a secvenței sedimentelor decât pe uscat, unde sedimentele au fost adesea deplasate în spațiu și redepozitate în mod repetat. Apoi a fost efectuată analiza spectrală a unor astfel de secvențe oceanice care datează de aproximativ 500 de mii de ani. Au fost selectate pentru analiză două nuclee din Oceanul Indian central între convergența subtropicală și frontul polar oceanic Antarctic (43–46° S). Această zonă este la fel de departe de continente și, prin urmare, este puțin afectată de fluctuațiile proceselor de eroziune de pe acestea. În același timp, zona se caracterizează printr-o rată de sedimentare destul de mare (mai mult de 3 cm/1000 de ani), astfel încât se pot distinge fluctuații climatice cu o perioadă semnificativ mai mică de 20 de mii de ani. Conținutul relativ al izotopului greu de oxigen δO 18 din foraminiferele planctonice a fost ales ca indicatori ai fluctuațiilor climatice. compoziția speciilor comunități radiolariene, precum și conținutul relativ (în procente) al uneia dintre speciile radiolariene Cycladophora davisiana. Primul indicator reflectă modificări ale compoziției izotopice a apei oceanice asociate cu apariția și topirea calotelor de gheață în emisfera nordică. Al doilea indicator arată fluctuațiile anterioare ale temperaturii apei de suprafață (T s) . Al treilea indicator este insensibil la temperatură, dar sensibil la salinitate. Spectrele de vibrație ale fiecăruia dintre cei trei indicatori arată prezența a trei vârfuri (Fig. 3.4). Cel mai mare vârf apare la aproximativ 100 de mii de ani, al doilea ca mărime la 42 de mii de ani și al treilea la 23 de mii de ani. Prima dintre aceste perioade este foarte apropiată de perioada de schimbare a excentricității orbitale, iar fazele modificărilor coincid. A doua perioadă de fluctuații ale indicatorilor climatici coincide cu perioada modificărilor unghiului axei pământului. În acest caz, se menține o relație constantă de fază. În cele din urmă, a treia perioadă corespunde schimbărilor cvasiperiodice ale precesiei.

Orez. 3.4. Spectrele de oscilație ale unor parametri astronomici:

1 - înclinare a axei, 2 - precesie ( A); insolație la 55° sud. w. in iarna ( b) și 60° N. w. in vara ( V), precum și spectrele modificărilor a trei indicatori de climă selectați în ultimii 468 de mii de ani (Hays J.D., Imbrie J., Shackleton N.J., 1976)

Toate acestea ne fac să considerăm schimbările în parametrii orbitei pământului și înclinarea axei pământului ca factori importanți ai schimbărilor climatice și indică triumful teoriei astronomice a lui Milankovitch. În cele din urmă, fluctuațiile climatice globale din Pleistocen pot fi explicate tocmai prin aceste schimbări (Monin A.S., Shishkov Yu.A., 1979).

Rotația zilnică a globului duce la o schimbare secvențială a zilelor și nopților, iar mișcarea sa orbitală duce la alternarea anotimpurilor și la schimbarea anilor înșiși. Aceste mișcări sunt cele mai importante pentru pământeni, deoarece ele stau la baza metodelor astronomice de măsurare a timpului, dar sunt departe de singurele. Pământând de-a lungul orbitei solare cu o viteză medie de aproximativ 30 km/s, Pământul nostru face și multe alte mișcări foarte diverse.

După cum am menționat deja, axa de rotație a Pământului menține o poziție constantă în spațiu pe tot parcursul anului, adică rămâne paralelă cu ea însăși. Iar capătul nordic al acestei axe este îndreptat către un punct fix pe cer lângă Steaua Polară. Și totuși acest lucru nu este în întregime adevărat. Din secol în secol, axa pământului, ca axa unui vârf care se rotește, descrie încet un con, iar această mișcare este cauzată de aceleași forțe ca și mareele mării - atracția Lunii și a Soarelui. Numai că în acest caz nu afectează apele oceanelor, ci masele Pământului care formează umflarea lui ecuatorială.

Ca urmare a schimbărilor de direcție a axei pământului în spațiu, polii lumii se mișcă încet printre stele într-un cerc mic cu o rază de 23 de grade și 26 de minute de arc. În acest unghi, axa de rotație a Pământului este înclinată față de perpendiculară pe planul orbitei pământului (planul ecliptic) și la același unghi ecuatorul ceresc este înclinat față de planul ecliptic. Să vă reamintim: ecuatorul ceresc este un cerc mare distanțat la 90 de grade de polii lumii. Se intersectează cu ecliptica în punctele echinocțiului de primăvară și de toamnă. Și de îndată ce polul ceresc se mișcă, punctele echinocțiului se deplasează încet de-a lungul eclipticii spre mișcarea aparentă a Soarelui. Drept urmare, primăvara sosește în fiecare an cu 20 de minute și 24 de secunde mai devreme decât reușește Soarele să înconjoare întreaga ecliptică. Prin urmare, acest fenomen și-a primit numele precesiune, care tradus din latină înseamnă „mers înainte”, sau anticiparea echinocțiilor.

Calculele au arătat că polul ceresc face un cerc complet pe sfera cerească în 25.770 de ani, adică timp de aproape 258 de secole. În prezent este situat la aproximativ 46 de minute arc de Polaris. În 2103, se va apropia de steaua călăuzitoare la o distanță minimă de 27 de minute arc, iar apoi, deplasându-se în direcția constelației Cepheus, se va îndepărta încet de ea.

De-a lungul timpului polul Nord lumea nu va fi „marcată” de nicio stea strălucitoare și doar pe la 7500 va trece la o distanță de 2 grade de Alpha Cephei - o stea de a doua magnitudine, rivalizând cu Polaris în strălucirea sa. În jurul anului 13.600, cea mai strălucitoare stea de pe cerul nordic, Vega, va acționa ca o lumină călăuzitoare. În cele din urmă, va veni ceasul în care, datorită mișcării ulterioare a polului ceresc, Siriusul regal va dispărea de pe cerul latitudinilor nordice, dar va fi vizibilă constelația Crucii de Sud.

Precesiunea este complicată de așa-numita nutatie- legănarea ușoară a axei pământului. La fel ca precesia, vine din influența satelitului nostru asupra umflării ecuatoriale a globului. Ca urmare a adunării acestor două mișcări, mișcarea polului ceresc are loc nu doar într-un cerc, ci de-a lungul unei curbe ușor ondulate. Aceasta este a patra mișcare a Pământului.

Înclinarea axei de rotație a Pământului față de planul orbital nu rămâne neschimbată. Planeta noastră, deși foarte lent, încă „se balansează”, adică înclinarea axei pământului se schimbă ușor. În prezent, acesta scade cu aproximativ 0,5 secunde de arc pe an. Dacă această scădere s-ar produce continuu, atunci undeva în anul 177.000, pământenii ar avea o oportunitate excelentă de a trăi pe o planetă cu axă perpendiculară. Ce schimbări ar avea loc atunci în natură? Pe un glob cu axă perpendiculară nu ar mai fi nicio schimbare de anotimp. Locuitorii săi se puteau bucura de primăvară veșnică! Cu toate acestea, intervalul de fluctuații în înclinarea axei de rotație a Pământului este foarte mic - nu depășește 2-3 grade. „Îndreptarea” actuală a axei pământului se va opri cu siguranță, după care înclinarea acesteia va crește.

Amintiți-vă că orbita Pământului este o elipsă. Și forma acestei elipse este, de asemenea, supusă unor schimbări lente. Devine mai mult sau mai puțin alungită. În prezent, excentricitatea elipsei pământului este de 0,0167, iar în 24.000 orbita pământului se va transforma aproape într-un cerc. Apoi, pe parcursul a 40 de mii de ani, excentricitatea va începe să crească din nou, iar acest lucru va continua, aparent, atâta timp cât însăși planeta noastră va exista. Este permanent modificarea excentricității orbitei pământului poate fi considerată a șasea mișcare a Pământului.

De asemenea, planetele nu lasă Pământul în pace. În funcție de masa și distanța lor, au un efect foarte vizibil asupra acesteia. Astfel, axa majoră a orbitei pământului, leagă punctele cele mai apropiate și cele mai îndepărtate de Soare. calea pământească(periheliu și afeliu), datorită gravitației combinate a planetelor, se rotește încet. Acest ciclu, care durează 21 de mii de ani, este modificarea periheliului secularși este a șaptea mișcare a Pământului.

Ca urmare a schimbărilor de orientare a orbitei Pământului, momentul trecerii Pământului prin periheliu se schimbă lent. Și dacă acum Pământul trece prin periheliu la începutul lunii ianuarie, atunci în jurul anului 11.900 va fi în periheliu în zilele solstițiului de vară: iernile vor fi atunci deosebit de reci, iar căldura verii va atinge limita maximă.

Cărțile populare de astronomie spun că „luna se învârte în jurul pământului”, dar această expresie nu este în întregime exactă. Cert este că nu numai Pământul atrage Luna, ci și Luna atrage și Pământul, iar ambele corpuri cerești se mișcă împreună, ca unul singur, în jurul centrului de masă comun al sistemului Pământ-Lună. Masa Lunii este de 81,3 ori mai mică decât masa Pământului și, prin urmare, acest centru este de 81,3 ori mai aproape de centrul Pământului decât de centrul Lunii. Distanța medie dintre centrele lor este de 384.400 km. Folosind aceste date, obținem: centrul de masă al sistemului Pământ-Lună este situat la o distanță de 4671 km de centrul Pământului spre Lună, adică la o distanță de 1707 km sub suprafața Pământului. (raza ecuatorială a Pământului este de 6378 km). În jurul acestui centru Pământul și Luna își descriu orbitele în timpul lunii. Ca urmare, Pământul fie se apropie lunar de Soare, fie se îndepărtează de acesta, ceea ce provoacă modificări minore diametrul aparent al luminii zilei. Aceasta este a opta mișcare a Pământului.

Strict vorbind, centrul de masă al sistemului Pământ-Lună se mișcă pe orbită circumsolară. Prin urmare, traiectoria Pământului ar trebui să arate ca o linie ușor ondulată.

Dacă un singur Pământ s-ar învârti în jurul Soarelui, atunci ambele corpuri cerești ar descrie elipse în jurul centrului comun de masă al sistemului Soare-Pământ. Dar atracția Soarelui de către alte planete mari obligă acest centru să descrie o curbă foarte complexă. Și când toate planetele sunt situate pe o parte a stelei centrale, o atrag în mod deosebit de puternic și deplasează Soarele, făcând ca centrul de masă al întregului sistem solar să se extindă dincolo de globul solar. Așa apare o altă, a noua complicație în mișcarea Pământului.

În cele din urmă, Pământul nostru însuși răspunde cu ușurință la atracția altor planete din sistemul solar. Într-adevăr, conform legii lui Newton, toate corpurile cerești sunt atrase unele de altele cu o forță direct proporțională cu produsul maselor lor și invers proporțională cu pătratul distanței lor. Această influență a planetelor nu se manifestă în cel mai bun mod posibil- deviază Pământul de la calea sa eliptică în jurul Soarelui (de pe orbita Kepleriană) și provoacă toate acele neregularități în mișcarea sa orbitală, care se numesc tulburări sau perturbații. Cea mai mare perturbare a Pământului este cauzată de uriașul gigant Jupiter și de vecina noastră Venus. Complicarea traiectoriei mișcării Pământului sub influența gravitației planetelor constituie a zecea mișcare a acesteia.

S-a stabilit de mult timp că stelele se deplasează prin spațiu cu viteze enorme. Soarele nostru nu face excepție. Față de cele mai apropiate stele, zboară în direcția constelației Hercule cu o viteză de aproximativ 20 km/s, purtând cu ea toți sateliții săi, inclusiv Pământul. Mișcarea Pământului în spațiu cauzată de mișcarea de translație a Soarelui este a unsprezecea mișcare a planetei noastre. Datorită acestui zbor nesfârșit, părăsim pentru totdeauna regiunea cerului unde strălucește Sirius și ne apropiem de adâncurile necunoscute ale stelelor, unde Vega scânteie puternic. De când s-a format Pământul, nu a zburat niciodată prin locuri familiare și nu se va întoarce niciodată în punctul din Univers în care ne aflăm în acest moment.

Să descriem direcția mișcării Soarelui în spațiu ca o săgeată dreaptă. Apoi punctul de pe cer spre care zboară va face un unghi de aproximativ 40 de grade cu polul eclipticii. După cum vedem, luminarul nostru central se mișcă complet oblic (în raport cu planul ecliptic), iar Pământul, ca un șoim sau un vultur, descrie o spirală gigantică în jurul lui...

Dacă am putea privi „insula” noastră stelar galactic din exterior și ne-am recunoaște Soarele printre 200 de miliarde de stele, am stabili că se mișcă în jurul centrului galaxiei cu o viteză de aproximativ 220 km/s și își finalizează calea în aproximativ 200 de miliarde de stele. 230 de milioane de ani. Întregul sistem solar participă la acest zbor rapid în jurul nucleului galactic împreună cu Soarele, iar pentru Pământul nostru aceasta este a douăsprezecea mișcare.

Zborul Pământului împreună cu Soarele în jurul nucleului galaxiei este completat de a treisprezecea mișcare a întregului nostru sistem stelar în raport cu centrul clusterului de galaxii cel mai apropiat de noi.

Trebuie remarcat faptul că cele treisprezece mișcări ale Pământului enumerate nu epuizează toate mișcările sale posibile. În Univers, fiecare corp ceresc trebuie să participe la multe mișcări relative diferite.