1. Hvordan kan du navigere efter stjernerne?
Du kan navigere vha klare stjerner. Navigationsstjerner er de 26 klareste stjerner, der bruges til orientering. De angiver retninger til bestemte sider af horisonten. F.eks, polarstjerne peger altid mod nord.
2. Hvad er solsystemet? Hvilken kosmiske legemer er inkluderet i det?
Solsystemet er Solen og de kosmiske kroppe, der bevæger sig rundt om den. En del solsystem kommer ind i Solen og kosmiske legemer, der bevæger sig rundt om den (planeter, satellitter, kometer, asteroider), interplanetarisk rum med små partikler og flydende gas.
3. Hvad er en planets bane? Hvilken form har planeternes baner i solsystemet?
Bane er banen for en planet rundt om Solen. Banerne på solsystemets planeter er formet som ellipser.
4. Hvilken planet fra Solen er Jorden? Mellem hvilke planeter er det placeret?
Jorden er den tredje planet fra Solen. Det ligger mellem Venus og Mars.
5. Hvilke grupper er solsystemets planeter inddelt i? Hvordan er planeterne i disse grupper forskellige?
Solsystemets planeter er opdelt i planeter terrestrisk gruppe og gigantiske planeter. De adskiller sig i sammensætning og størrelse. Terrestriske planeter er stenede og har små størrelser. Kæmpeplaneter har en gas-støvsammensætning og er store i størrelse.
6. Hvordan påvirker Solen Jorden?
Solen tiltrækker Jorden og er ansvarlig for dens bevægelse. Det forsyner Jorden med varme og lys, som påvirker levende organismer. Solstråling påvirker Jordens magnetfelt.
7. Navngiv planeterne i solsystemet. Hvilke modtages fra Solen? mere lys og varme end Jorden, og hvilke er mindre?
Solsystemets planeter - Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun. Merkur og Venus modtager mere lys og varme end Jorden. Alle andre planeter modtager mindre varme og lys sammenlignet med Jorden.
8. Hvad kaldes en dag? Hvad er længden af en jordisk dag? Under hvilke forhold kan dagen blive længere eller kortere?
24 timer – naturlig, givet af naturen grundlæggende tidsenhed. Længden af et jordisk døgn er 24 timer. Dagens længde kan ændre sig, når hastigheden af Jordens rotation omkring sin akse ændres: Hvis man øger rotationshastigheden, forkortes dagen, hvis man bremser den, øges den.
9. Hvad er geografiske konsekvenser rotation af jorden omkring sin akse?
Rotation omkring dens akse påvirker planetens form. Som et resultat er der en ændring af dag og nat. På grund af Jordens aksiale rotation, alt bevægelige genstande på Jorden afviger på den nordlige halvkugle til højre i løbet af deres bevægelse, i Sydlige halvkugle- til venstre.
10. Hvad hedder et år? Hvor længe er et jordisk år? Hvorfor er hvert fjerde år på Jorden længere end de foregående tre med én dag? Hvad kaldes disse aflange år?
Et år er det tidsrum, hvor Jorden laver fuld omgang omkring Solen i dens kredsløb. Jordåret er 365 dage. Hvert fjerde år er en dag længere end de tre foregående og kaldes et skudår. Faktum er, at længden af et jordisk døgn er lidt over 24 timer. Så på et år akkumulerer du 6 timer ekstra. For nemheds skyld anses et år for at være lig med 365 dage. Og hvert fjerde år skal du tilføje en dag mere.
11. Hvad er en geografisk pol, ækvator? Hvad er længden af Jordens ækvator?
Den geografiske pol er et konventionelt punkt på jordens overflade, hvor den skærer med jordens akse.
Ækvator er en imaginær cirkel på jordens overflade tegnet på lige stor afstand fra Nord- og Sydpolen.
Længden af ækvator er 40076 km.
12. Hvorfor er afstanden fra Jordens centrum til geografiske poler mindre end fra Jordens centrum til ækvator?
Den polære radius er mindre end den ækvatoriale radius, fordi Jorden ikke er en perfekt kugle, men er lidt fladtrykt ved polerne.
13. Hvorfor skifter årstiderne på Jorden?
Jorden roterer ikke kun omkring Solen, men bevarer også hældningen af sin akse. Dette fører til ujævn opvarmning af forskellige områder i løbet af året, hvilket forårsager årstidernes skiften.
14. Hvad er de geografiske konsekvenser af Jordens rotation omkring Solen?
Konsekvensen af Jordens bevægelse omkring Solen er årstidernes skiften, den levende og den livløse naturs årlige rytmer.
Materialer » En idé om kriteriet for videns sandhed » Hvad er en planets kredsløb? Kan planeter kollidere, når de bevæger sig rundt om Solen? Hvad er essensen af Keplers love? I hvilken gennemsnitlig afstand fra Solen er planeten Merkur, hvis dens periode
Planetbaner er de stier i rummet, langs hvilke planeterne kredser om Solen; deres former er tæt på cirkulære og deres planer er tæt på det ekliptiske plan, med undtagelse af lavmasselegemer (Merkur, Pluto, asteroider). Da hver planet har sin egen vej, dvs. deres bane, så kan de ikke støde sammen.
Hver planet bevæger sig i sin bane på en sådan måde, at dens radiusvektor beskriver i lige store tidsintervaller lige store områder. Det betyder, at hvad tættere planet mod Solen, jo større omløbshastighed. Forholdet mellem kuberne i de semimajor-akser i kredsløbene for to planeter i solsystemet er lig med forholdet mellem kvadraterne af deres omdrejningsperioder omkring Solen. Den semimajor-akse er halvdelen af den maksimale afstand mellem to punkter på ellipsen. Denne lov gjorde det muligt at estimere størrelsen af solsystemet.
Hvis Merkurs omdrejning er lig med 0,24 jordår, så er afstanden fra planeten til Solen omtrent lig med ¼ af afstanden til Jorden.
Dette er interessant:
Primate Squad. Laurie
Distribueret i Indien, Ceylon, Sydøstasien og Afrika syd for Sahara. Indbyggere tropiske skove, normalt tyk, våd eller tør. Størrelserne er små. Lorisens kropslængde er 11-39 cm Der er ingen hale eller den udgør omkring en tredjedel...
Cathepsiner
Cathepsiner - (fra græsk kathepso - fordøje), enzymer af hydrolaseklassen, der katalyserer hydrolysen af peptidbindingen. Indeholdt i dyre- og menneskevæv. Uspecifik proteolyse spiller vigtig rolle i reguleringen af proteinmetabolisme, under...
Cytoplasma og dets organeller
Cytoplasma. Cytoplasma, adskilt fra ydre miljø ydre membran, fylder hele cellen, og forskellige organeller og kernen er placeret i den. Dette er det indre semi-flydende miljø i cellen, som indeholder et stort antal af vand, og fra org...
ORBIT i astronomi er vejen for et himmellegeme i rummet. Selvom en bane kan kaldes ethvert legemes bane, mener vi normalt den relative bevægelse af interagerende kroppe: for eksempel planeternes kredsløb omkring Solen, satellitter omkring en planet eller stjerner i et kompleks stjernesystem forholdsvis generelt center vægt. En kunstig satellit "går i kredsløb", når den begynder at bevæge sig i en cyklisk bane rundt om Jorden eller Solen. Udtrykket "kredsløb" bruges også i atomfysik ved beskrivelse af elektroniske konfigurationer.
Absolutte og relative baner
En absolut bane er en krops vej i et referencesystem, som i en eller anden forstand kan betragtes som universel og derfor absolut. Universet i stor skala, taget som en helhed, betragtes som et sådant system og kaldes et "inertialsystem." En relativ bane er banen for et legeme i en referenceramme, der selv bevæger sig langs absolut kredsløb(langs en buet sti med variabel hastighed). For eksempel er kredsløbet for en kunstig satellit normalt specificeret efter størrelse, form og orientering i forhold til Jorden. Til en første tilnærmelse er dette en ellipse, hvis fokus er Jorden, og planet er ubevægeligt i forhold til stjernerne. Dette er naturligvis en relativ bane, da den er defineret i forhold til Jorden, som selv bevæger sig rundt om Solen. En fjern observatør vil sige, at satellitten bevæger sig i forhold til stjernerne langs en kompleks spiralformet bane; dette er dens absolutte kredsløb. Det er klart, at kredsløbets form afhænger af bevægelsen af observatørens referenceramme.
Behovet for at skelne mellem absolutte og relative baner opstår, fordi Newtons love kun er gyldige i en inertiramme, så de kan kun bruges til absolutte baner. Vi beskæftiger os dog altid med relative baner himmellegemer, for vi observerer deres bevægelse fra Jorden, der drejer rundt om Solen og roterer. Men hvis den absolutte bane for en jordisk observatør er kendt, så kan man enten konvertere alle relative baner til absolutte, eller repræsentere Newtons love ved ligninger, der er gyldige i Jordens referenceramme.
Absolutte og relative baner kan illustreres med et eksempel dobbeltstjerne. For eksempel viser Sirius, som ser ud til at være en enkelt stjerne med det blotte øje, at være et par stjerner, når det observeres med et stort teleskop. Stien for hver af dem kan spores separat i forhold til nabostjerner (under hensyntagen til, at de selv bevæger sig). Observationer har vist, at to stjerner ikke kun kredser om hinanden, men også bevæger sig i rummet, så der imellem dem altid er et punkt, der bevæger sig i en lige linje med konstant hastighed(Fig. 1). Dette punkt kaldes systemets massecenter. Næsten i familie med hende inertisystem reference, og stjernernes baner i forhold til den repræsenterer deres absolutte kredsløb. Jo længere en stjerne bevæger sig fra massecentrum, jo lettere er den. At kende de absolutte baner gjorde det muligt for astronomer at beregne masserne af Sirius A og Sirius B separat.
Hvis vi måler Sirius B's position i forhold til Sirius A, får vi en relativ bane. Afstanden mellem disse to stjerner er altid lig med summen af deres afstande fra massecentret, så den relative bane har samme form som de absolutte og er lige stor med deres sum. Ved at kende størrelsen af den relative bane og omdrejningsperioden er det muligt ved hjælp af Keplers tredje lov kun at beregne stjernernes samlede masse.
Himmelsk mekanik
Mere komplekst eksempel repræsenterer Jordens, Månen og Solens bevægelse. Hver af disse kroppe bevæger sig i sin egen absolutte bane i forhold til et fælles massecenter. Men da Solen væsentligt overstiger alle i masse, er det sædvanligt at afbilde Månen og Jorden som et par, hvis massecenter bevæger sig i en relativ elliptisk bane omkring Solen. Denne relative bane er dog meget tæt på den absolutte.
Jordens bevægelse i forhold til Jord-Måne-systemets massecenter måles mest nøjagtigt ved hjælp af radioteleskoper, som bestemmer afstanden til interplanetære stationer. I 1971, under flyvningen af Mariner 9-apparatet til Mars, blev amplituden af Jordens bevægelse bestemt ud fra periodiske variationer i afstanden til den med en nøjagtighed på 20-30 m. Massecentret for Jord-Måne-systemet ligger inde i Jorden, 1700 km under dens overflade, og forholdet mellem Jordens masser og Månen er 81,3007. Ved at kende deres samlede masse, fundet ud fra parametrene for den relative bane, kan man nemt finde massen af hver af kroppene.
Taler om relativ bevægelse, kan vi vilkårligt vælge et referencepunkt: Jordens relative bane omkring Solen er nøjagtig den samme som Solens relative bane omkring Jorden. Projektionen af denne bane på himmelsfære kaldet "ekliptika". I løbet af et år bevæger Solen sig langs ekliptika med cirka 1° om dagen, og set fra Solen bevæger Jorden sig på samme måde. Ekliptikas plan hælder 23°27", det vil sige, at dette er vinklen mellem jordens ækvator og dens baneplan. Alle baner i solsystemet peger i forhold til ekliptikaplanet. .
Månens og planeternes baner
Ved hjælp af eksemplet med Månen vil vi vise, hvordan kredsløbet beskrives. Dette er en relativ bane, hvis plan hælder ca. 5° i forhold til ekliptikken. Denne vinkel kaldes "hældning" månens kredsløb. Månebanens plan skærer ekliptikken langs "linjen af noder". Den, hvor Månen passerer fra syd til nord, kaldes den "stigende knude", og den anden kaldes den "faldende knude."
Hvis Jorden og Månen var isoleret fra gravitationspåvirkning andre legemer, ville månens noder altid have en konstant position på himlen. Men på grund af solens indflydelse på månens bevægelse, omvendt bevægelse noder, dvs. de bevæger sig mod vest langs ekliptikken og fuldfører en fuld revolution på 18,6 år. Tilsvarende orbital noder kunstige satellitter bevæge sig på grund af den foruroligende indflydelse fra Jordens ækvatoriale bule.
Jorden er ikke placeret i centrum af månens kredsløb, men i en af dens brændpunkter. Derfor er Månen på et tidspunkt i kredsløbet tættest på Jorden; dette er "perigee". I modsatte punkt det er længst væk fra Jorden; dette er "højdepunktet". (De tilsvarende udtryk for Solen er "perihelion" og "aphelion.") Halvdelen af summen af afstandene ved perigeum og apogeum kaldes middelafstanden; det er lig med halvdelen største diameter(hovedakse) af kredsløbet, hvorfor den kaldes "halvhovedaksen". Perigeum og apogeum kaldes "apsis", og linjen, der forbinder dem - hovedaksen - kaldes "apsislinjen". Hvis det ikke var for forstyrrelser fra Solen og planeterne, ville linjen af apsis have en fast retning i rummet. Men på grund af forstyrrelser bevæger linjen af apsis i månekredsløbet sig mod øst med en periode på 8,85 år. Det samme sker med linjer af apsis af kunstige satellitter under indflydelse af Jordens ækvatoriale hævelse. Planeter har apsidale linjer (mellem perihelion og aphelion), der bevæger sig fremad under påvirkning af andre planeter.
Keglesnit
Størrelsen af kredsløbet bestemmes af længden af den semimajor-akse og dens form af en størrelse kaldet "excentricitet". Månebanens excentricitet beregnes ved formlen:
(Apogee Distance - Average Distance) / Average Distance
eller efter formel
(Average distance – Distance at perigee) / Average distance
For planeter er apogeum og perigee i disse formler erstattet af aphelion og perihelion. Cirkulær kredsløbsexcentricitet lig med nul; for alle elliptiske baner er den mindre end 1,0; for en parabolsk bane er den nøjagtig 1,0; for hyperbolske baner er den større end 1,0.
En bane er fuldt defineret, hvis dens størrelse (gennemsnitlig afstand), form (excentricitet), hældning, position er specificeret opstrøms node og positionen af perigeum (for Månen) eller perihelium (for planeter). Disse mængder kaldes "elementerne" i kredsløbet. En kunstig satellits orbitale elementer er specificeret på samme måde som for Månen, men normalt ikke i forhold til ekliptika, men til planet for jordens ækvator.
Månen drejer rundt om Jorden i en tid, der kaldes den "sideriske periode" (27,32 dage); efter at den udløber, vender den tilbage til sin oprindelige plads i forhold til stjernerne; dette er dens sande omløbsperiode. Men i løbet af denne tid bevæger Solen sig langs ekliptikken, og Månen har brug for to dage mere for at være i startfasen, dvs. i samme position i forhold til Solen. Denne tidsperiode kaldes Månens "synodiske periode" (ca. 29,5 dage). Ligeledes kredser planeterne om Solen i den sideriske periode og passerer fuld cyklus konfigurationer - fra "aftenstjerne" til " morgen stjerne"og tilbage - for synodisk periode. Nogle elementer i planeternes kredsløb er angivet i tabellen.
Orbital hastighed
En satellits gennemsnitlige afstand fra hovedkomponenten bestemmes af dens hastighed på en bestemt afstand. For eksempel drejer Jorden i en næsten cirkulær bane i en afstand af 1 AU. ( astronomisk enhed) fra Solen med en hastighed på 29,8 km/s; ethvert andet legeme, der har samme hastighed på samme afstand, vil også bevæge sig i en bane med en gennemsnitlig afstand fra Solen på 1 AU, uanset formen på denne bane og bevægelsesretningen langs den. Altså for en krop i givet point banens størrelse afhænger af hastighedens værdi, og dens form afhænger af hastighedens retning (se figur).
Dette har en direkte betydning for kredsløb af kunstige satellitter. For at sætte en satellit ind i en given bane er det nødvendigt at levere den til en vis højde over Jorden og give den en vis hastighed i en bestemt retning. Desuden skal dette gøres med høj nøjagtighed. Hvis det for eksempel kræves, at banen passerer i en højde af 320 km og ikke afviger fra den med mere end 30 km, så bør dens hastighed i en højde på 310–330 km ikke afvige fra den beregnede (7,72) km/s) med mere end 5 m/s, og hastighedsretningen skal være parallel med jordens overflade med en nøjagtighed på 0,08°
Ovenstående gælder også for kometer. De bevæger sig normalt i meget aflange baner, hvis excentriciteter ofte når 0,99. Og selvom deres gennemsnitlige afstande og omløbsperioder er meget lange, kan de ved perihelium nærme sig store planeter, for eksempel til Jupiter. Afhængigt af den retning, hvorfra kometen nærmer sig Jupiter, kan dens tyngdekraft øge eller mindske dens hastighed (se figur). Hvis hastigheden falder, vil kometen bevæge sig ind i en mindre bane; i dette tilfælde siges det at være "fanget" af planeten. Alle kometer med perioder mindre end et par millioner år blev sandsynligvis fanget på denne måde.
Hvis kometens hastighed i forhold til Solen stiger, vil dens kredsløb stige. Desuden, når hastigheden nærmer sig en vis grænse, accelererer væksten af kredsløbet hurtigt. I en afstand af 1 AU fra Solen er denne maksimale hastighed 42 km/s. Kroppen bevæger sig med en højere hastighed langs en hyperbolsk bane og vender aldrig tilbage til perihelium. Derfor kaldes denne maksimale hastighed "flugthastighed" med jordens kredsløb. Tættere på Solen er flugthastigheden højere, og længere væk fra Solen er den lavere.
Hvis en komet nærmer sig Jupiter på lang afstand, er dens hastighed tæt på flugthastigheden. Derfor skal kometen, når den flyver nær Jupiter, kun øge sin hastighed lidt for at overskride grænsen og aldrig vende tilbage til Solens nærhed. Sådanne kometer kaldes "udskudt".
Flugthastighed fra jorden
Begrebet flugthastighed er meget vigtigt. I øvrigt kaldes det ofte også "flugt"- eller "flugt"-hastigheden, og også "parabolsk" eller "anden kosmisk hastighed". Det sidste udtryk bruges i astronautik hvornår vi taler om om opsendelser til andre planeter. Som allerede nævnt, for at en satellit kan bevæge sig i en lav cirkulær bane, skal den have en hastighed på omkring 8 km/s, hvilket kaldes den "første kosmiske hastighed". (Mere præcist, hvis atmosfæren ikke forstyrrede, ville den være lig med 7,9 km/s ved Jordens overflade.) Efterhånden som satellittens hastighed ved Jordens overflade stiger, bliver dens kredsløb mere og mere forlænget: dens gennemsnitlige afstand øges. Når flugthastigheden er nået, vil enheden forlade Jorden for altid.
Beregning af denne kritiske hastighed er ret enkel. Nær Jorden kinetisk energi krop skal være lig med det arbejde, der udføres af tyngdekraften, når man flytter et legeme fra Jordens overflade "til det uendelige". Da tiltrækningen aftager hurtigt med højden (omvendt proportional med kvadratet af afstanden), kan vi begrænse os til at arbejde i en afstand af Jordens radius:
Her til venstre er den kinetiske energi af et masselegeme, der bevæger sig med hastighed, og til højre er tyngdekraften mg i en afstand af Jordens radius (R = 6371 km). Ud fra denne ligning finder vi hastigheden (og dette er ikke et omtrentligt, men et nøjagtigt udtryk):
Fordi acceleration frit fald ved Jordens overflade er g = 9,8 m/s2, vil flugthastigheden være lig med 11,2 km/s.
Solens kredsløb
Selve Solen bevæger sig sammen med de omgivende planeter og små kroppe i Solsystemet i sin galaktiske bane. Hen imod til de nærmeste stjerner Solen flyver med en hastighed på 19 km/s mod et punkt i stjernebilledet Herkules. Dette punkt kaldes "spidsen" solbevægelse. Generelt drejer hele gruppen af nærliggende stjerner, inklusive Solen, om galaksens centrum i en kredsløb med en radius på 251016 km med en hastighed på 220 km/s og en periode på 230 millioner år. Denne bane er ret kompleks, fordi Solens bevægelse konstant bliver forstyrret af andre stjerner og massive skyer af interstellar gas.
Bibliografi
For at forberede dette arbejde blev der brugt materialer fra webstedet http://www.astro-azbuka.info
Hvad er "Orbit"? Hvordan staves givet ord. Koncept og fortolkning.
Kredsløb i astronomi, et himmellegemes vej i rummet. Selvom en bane kan kaldes ethvert legemes bane, refererer det normalt til den relative bevægelse af interagerende legemer: for eksempel planeternes kredsløb omkring Solen, satellitter omkring en planet eller stjerner i et komplekst stjernesystem i forhold til et almindeligt stjernesystem. massemidtpunkt. En kunstig satellit "går i kredsløb", når den begynder at bevæge sig i en cyklisk bane rundt om Jorden eller Solen. Udtrykket "bane" bruges også i atomfysik til at beskrive elektronkonfigurationer. Se også ATOM. Absolutte og relative baner. En absolut bane er en krops vej i et referencesystem, som i en eller anden forstand kan betragtes som universel og derfor absolut. Universet i stor skala, taget som en helhed, betragtes som et sådant system og kaldes et "inertialsystem." En relativ bane er banen for et legeme i et referencesystem, der selv bevæger sig langs en absolut bane (langs en buet bane med variabel hastighed). For eksempel er kredsløbet for en kunstig satellit normalt specificeret efter størrelse, form og orientering i forhold til Jorden. Til en første tilnærmelse er dette en ellipse, hvis fokus er Jorden, og planet er ubevægeligt i forhold til stjernerne. Dette er naturligvis en relativ bane, da den er defineret i forhold til Jorden, som selv bevæger sig rundt om Solen. En fjern observatør vil sige, at satellitten bevæger sig i forhold til stjernerne langs en kompleks spiralformet bane; dette er dens absolutte kredsløb. Det er klart, at kredsløbets form afhænger af bevægelsen af observatørens referenceramme. Behovet for at skelne mellem absolutte og relative baner opstår, fordi Newtons love kun er gyldige i en inertiramme, så de kan kun bruges til absolutte baner. Vi beskæftiger os dog altid med himmellegemernes relative kredsløb, fordi vi observerer deres bevægelse fra Jorden, der drejer rundt om Solen og roterer. Men hvis den absolutte bane for en jordisk observatør er kendt, så kan man enten konvertere alle relative baner til absolutte, eller repræsentere Newtons love ved ligninger, der er gyldige i Jordens referenceramme. Absolutte og relative baner kan illustreres ved at bruge eksemplet med en dobbeltstjerne. For eksempel viser Sirius, som ser ud til at være en enkelt stjerne med det blotte øje, at være et par stjerner, når det observeres med et stort teleskop. Stien for hver af dem kan spores separat i forhold til nabostjerner (under hensyntagen til, at de selv bevæger sig). Observationer har vist, at to stjerner ikke kun kredser om hinanden, men også bevæger sig i rummet, så der mellem dem altid er et punkt, der bevæger sig i en lige linje med konstant hastighed (fig. 1). Dette punkt kaldes systemets massecenter. I praksis er en inerti-referenceramme forbundet med den, og stjernernes baner i forhold til den repræsenterer deres absolutte kredsløb. Jo længere en stjerne bevæger sig fra massecentrum, jo lettere er den. At kende de absolutte baner gjorde det muligt for astronomer at beregne masserne af Sirius A og Sirius B separat. Fig. 1. ABSOLUT ORBIT for Sirius A og Sirius B ifølge observationer over 100 år. Massecentrum af denne dobbeltstjerne bevæger sig i en lige linje i en inertiramme; derfor er banen for begge stjerner i dette system deres absolutte kredsløb.
Kredsløb- ORBIT w. lat. astr. planetens cirkulære bane rundt om solen; cru" ovina. læge. øjenkredsløb, hulrum... Dahls forklarende ordbog
Kredsløb- ORBIT, baner, w. (latinsk orbita, lit. hjulspor) (bog). 1. Et himmellegemes bevægelsesvej (ast... Ushakov's Explanatory Dictionary
Kredsløb- og. 1. Den vej, som et himmellegeme bevæger sig ad under påvirkning af andre himmellegemers tiltrækning. // Sæt... Efremovas forklarende ordbog
Kredsløb- ORBIT (fra det latinske orbita - spor, sti), 1) stien langs hvilken et himmellegeme (planeten, dens ryg...
ORBIT i astronomi er vejen for et himmellegeme i rummet. Selvom en bane kan kaldes ethvert legemes bane, refererer det normalt til den relative bevægelse af interagerende legemer: for eksempel planeternes kredsløb omkring Solen, satellitter omkring en planet eller stjerner i et komplekst stjernesystem i forhold til et almindeligt stjernesystem. massemidtpunkt. En kunstig satellit "går i kredsløb", når den begynder at bevæge sig i en cyklisk bane rundt om Jorden eller Solen. Udtrykket "bane" bruges også i atomfysik til at beskrive elektronkonfigurationer.
Absolutte og relative baner
En absolut bane er en krops vej i et referencesystem, som i en eller anden forstand kan betragtes som universel og derfor absolut. Universet i stor skala, taget som en helhed, betragtes som et sådant system og kaldes et "inertialsystem." En relativ bane er banen for et legeme i et referencesystem, der selv bevæger sig langs en absolut bane (langs en buet bane med variabel hastighed). For eksempel er kredsløbet for en kunstig satellit normalt specificeret efter størrelse, form og orientering i forhold til Jorden. Til en første tilnærmelse er dette en ellipse, hvis fokus er Jorden, og planet er ubevægeligt i forhold til stjernerne. Dette er naturligvis en relativ bane, da den er defineret i forhold til Jorden, som selv bevæger sig rundt om Solen. En fjern observatør vil sige, at satellitten bevæger sig i forhold til stjernerne langs en kompleks spiralformet bane; dette er dens absolutte kredsløb. Det er klart, at kredsløbets form afhænger af bevægelsen af observatørens referenceramme.
Behovet for at skelne mellem absolutte og relative baner opstår, fordi Newtons love kun er gyldige i en inertiramme, så de kan kun bruges til absolutte baner. Vi beskæftiger os dog altid med himmellegemernes relative kredsløb, fordi vi observerer deres bevægelse fra Jorden, der drejer rundt om Solen og roterer. Men hvis den absolutte bane for en jordisk observatør er kendt, så kan man enten konvertere alle relative baner til absolutte, eller repræsentere Newtons love ved ligninger, der er gyldige i Jordens referenceramme.
Absolutte og relative baner kan illustreres ved at bruge eksemplet med en dobbeltstjerne. For eksempel viser Sirius, som ser ud til at være en enkelt stjerne med det blotte øje, at være et par stjerner, når det observeres med et stort teleskop. Stien for hver af dem kan spores separat i forhold til nabostjerner (under hensyntagen til, at de selv bevæger sig). Observationer har vist, at to stjerner ikke kun kredser om hinanden, men også bevæger sig i rummet, så der imellem dem altid er et punkt, der bevæger sig i en lige linje med konstant hastighed (fig. 1). Dette punkt kaldes systemets massecenter. I praksis er en inerti-referenceramme forbundet med den, og stjernernes baner i forhold til den repræsenterer deres absolutte kredsløb. Jo længere en stjerne bevæger sig fra massecentrum, jo lettere er den. At kende de absolutte baner gjorde det muligt for astronomer at beregne masserne af Sirius A og Sirius B separat.
Hvis vi måler Sirius B's position i forhold til Sirius A, får vi en relativ bane. Afstanden mellem disse to stjerner er altid lig med summen af deres afstande fra massecentret, så den relative bane har samme form som de absolutte og er lige stor med deres sum. Ved at kende størrelsen af den relative bane og omdrejningsperioden er det muligt ved hjælp af Keplers tredje lov kun at beregne stjernernes samlede masse.
Himmelsk mekanik
Et mere komplekst eksempel er bevægelsen af Jorden, Månen og Solen. Hver af disse kroppe bevæger sig i sin egen absolutte bane i forhold til et fælles massecenter. Men da Solen væsentligt overstiger alle i masse, er det sædvanligt at afbilde Månen og Jorden som et par, hvis massecenter bevæger sig i en relativ elliptisk bane omkring Solen. Denne relative bane er dog meget tæt på den absolutte.
Jordens bevægelse i forhold til Jord-Måne-systemets massecenter måles mest nøjagtigt ved hjælp af radioteleskoper, som bestemmer afstanden til interplanetariske stationer. I 1971, under flyvningen af Mariner 9-apparatet til Mars, blev amplituden af Jordens bevægelse bestemt ud fra periodiske variationer i afstanden til den med en nøjagtighed på 20-30 m. Massecentret for Jord-Måne-systemet ligger inde i Jorden, 1700 km under dens overflade, og forholdet mellem Jordens masser og Månen er 81,3007. Ved at kende deres samlede masse, fundet ud fra parametrene for den relative bane, kan man nemt finde massen af hver af kroppene.
Når vi taler om relativ bevægelse, kan vi vilkårligt vælge et referencepunkt: Jordens relative bane omkring Solen er nøjagtig den samme som Solens relative bane omkring Jorden. Projektionen af denne bane på himmelsfæren kaldes "ekliptika". I løbet af et år bevæger Solen sig langs ekliptika med cirka 1° om dagen, og set fra Solen bevæger Jorden sig på samme måde. Ekliptikas plan hælder 23°27", det vil sige, at dette er vinklen mellem jordens ækvator og dens baneplan. Alle baner i solsystemet peger i forhold til ekliptikaplanet. .
Månens og planeternes baner
Ved hjælp af eksemplet med Månen vil vi vise, hvordan kredsløbet beskrives. Dette er en relativ bane, hvis plan hælder ca. 5° i forhold til ekliptikken. Denne vinkel kaldes "hældningen" af månebanen. Månebanens plan skærer ekliptikken langs "linjen af noder". Den, hvor Månen passerer fra syd til nord, kaldes den "stigende knude", og den anden kaldes den "faldende knude."
Hvis Jorden og Månen var isoleret fra andre legemers gravitationspåvirkning, ville månens noder altid have en konstant position på himlen. Men på grund af Solens indflydelse på Månens bevægelse opstår den omvendte bevægelse af noderne, dvs. de bevæger sig mod vest langs ekliptikken og fuldfører en fuld revolution på 18,6 år. På samme måde bevæger de kunstige satellitters orbitalknuder sig på grund af den forstyrrende indflydelse fra Jordens ækvatoriale bule.
Jorden er ikke placeret i centrum af månens kredsløb, men i en af dens brændpunkter. Derfor er Månen på et tidspunkt i kredsløbet tættest på Jorden; dette er "perigee". På det modsatte punkt er det længst fra Jorden; dette er "højdepunktet". (De tilsvarende udtryk for Solen er "perihelion" og "aphelion.") Halvdelen af summen af afstandene ved perigeum og apogeum kaldes middelafstanden; den er lig med halvdelen af kredsløbets største diameter (hovedakse), hvorfor den kaldes "halvhovedaksen". Perigeum og apogeum kaldes "apsis", og linjen, der forbinder dem - hovedaksen - kaldes "apsislinjen". Hvis det ikke var for forstyrrelser fra Solen og planeterne, ville linjen af apsis have en fast retning i rummet. Men på grund af forstyrrelser bevæger linjen af apsis i månekredsløbet sig mod øst med en periode på 8,85 år. Det samme sker med linjer af apsis af kunstige satellitter under indflydelse af Jordens ækvatoriale hævelse. Planeter har apsidale linjer (mellem perihelion og aphelion), der bevæger sig fremad under påvirkning af andre planeter.
Keglesnit
Størrelsen af kredsløbet bestemmes af længden af den semimajor-akse og dens form af en størrelse kaldet "excentricitet". Månebanens excentricitet beregnes ved formlen:
(Apogee Distance - Average Distance) / Average Distance
eller efter formel
(Average distance – Distance at perigee) / Average distance
For planeter er apogeum og perigee i disse formler erstattet af aphelion og perihelion. Excentriciteten af en cirkulær bane er nul; for alle elliptiske baner er den mindre end 1,0; for en parabolsk bane er den nøjagtig 1,0; for hyperbolske baner er den større end 1,0.
En bane er fuldt defineret, når dens størrelse (gennemsnitlig afstand), form (excentricitet), hældning, positionen af den opstigende knude og positionen af perigeum (for Månen) eller perihelium (for planeter) er specificeret. Disse mængder kaldes "elementerne" i kredsløbet. En kunstig satellits orbitale elementer er specificeret på samme måde som for Månen, men normalt ikke i forhold til ekliptika, men til planet for jordens ækvator.
Månen drejer rundt om Jorden i en tid, der kaldes den "sideriske periode" (27,32 dage); efter at den udløber, vender den tilbage til sin oprindelige plads i forhold til stjernerne; dette er dens sande omløbsperiode. Men i løbet af denne tid bevæger Solen sig langs ekliptikken, og Månen har brug for to dage mere for at være i startfasen, dvs. i samme position i forhold til Solen. Denne tidsperiode kaldes Månens "synodiske periode" (ca. 29,5 dage). På samme måde kredser planeterne om Solen i den sideriske periode og gennemgår en fuld cyklus af konfigurationer - fra "aftenstjernen" til "morgenstjernen" og tilbage - i synodisk periode. Nogle elementer i planeternes kredsløb er angivet i tabellen.
Orbital hastighed
En satellits gennemsnitlige afstand fra hovedkomponenten bestemmes af dens hastighed på en bestemt afstand. For eksempel drejer Jorden i en næsten cirkulær bane i en afstand af 1 AU. (astronomisk enhed) fra Solen med en hastighed på 29,8 km/s; ethvert andet legeme, der har samme hastighed på samme afstand, vil også bevæge sig i en bane med en gennemsnitlig afstand fra Solen på 1 AU, uanset formen på denne bane og bevægelsesretningen langs den. For et legeme i et givet punkt afhænger kredsløbets størrelse således af hastighedens værdi, og dets form afhænger af hastighedens retning (se figur).
Dette har en direkte betydning for kredsløb af kunstige satellitter. For at sætte en satellit ind i en given bane er det nødvendigt at levere den til en vis højde over Jorden og give den en vis hastighed i en bestemt retning. Desuden skal dette gøres med høj præcision. Hvis det for eksempel kræves, at banen passerer i en højde af 320 km og ikke afviger fra den med mere end 30 km, så bør dens hastighed i en højde på 310–330 km ikke afvige fra den beregnede (7,72) km/s) med mere end 5 m/s, og hastighedsretningen skal være parallel med jordens overflade med en nøjagtighed på 0,08°
Ovenstående gælder også for kometer. De bevæger sig normalt i meget aflange baner, hvis excentriciteter ofte når 0,99. Og selvom deres gennemsnitlige afstande og omløbsperioder er meget lange, kan de ved perihelium nærme sig store planeter, såsom Jupiter. Afhængigt af den retning, hvorfra kometen nærmer sig Jupiter, kan dens tyngdekraft øge eller mindske dens hastighed (se figur). Hvis hastigheden falder, vil kometen bevæge sig ind i en mindre bane; i dette tilfælde siges det at være "fanget" af planeten. Alle kometer med perioder mindre end et par millioner år blev sandsynligvis fanget på denne måde.