- Оқушылар әңгіме барысында планеталар қозғалысы туралы түсінік алады.
- Оқытудың жаңа тәсілдерін пайдалана отырып, мақсат қоя білуге, алған білімдерін өмірде пайдалана білуге үйренеді.
- АКТ-ны тиімді пайдалана отырып, тақырып бойынша танымдық қабілеттері артады.
Негізгі идеялар
Поляк ғалымы Николай Коперник күн жүйесінің гелиоцентрлік моделін жасаған кезде планеталардың шеңбер бойымен тұрақты жылдамдықпен қозғалады деген қағидасын сақтап қалды.
XVII ғасырдың басында неміс астрономы Иоганн Кеплер аспан денелерінің орбиталары шеңберден өзгеше екендігін анықтады. 1609-1619 жылдары планеталар қозғалысының үш заңын ашты.
Кеплердің бірінші заңы- планета орбитасының пішінін анықтайды: барлық планеталар Күнді эллипс бойымен айналады, оның бір фокусында Күн орналасады.
Орбитаның Күнге ең жақын нүктесін перигелий- (грекше peri-таяу, helios-күн), оның ең алыс нүктесін афелий (грекше алыс) деп аталады.
Астрономияда Жердің Күннен орташа қашықтығы Күн жүйесінде қолданылатын қашықтық өлшеу бірлігі астрономиялық қашықтық деп аталады. 1 а.б.=149 600 000 км.
Кеплердің екінші заңы –аудандар заңы планета қозғалыстарының бірқалыпты емес екендігін анықтайды: планетаның радиус –векторы бірдей аудандар сызып шығады.
Кеплердің үшінші заңы планеталардың орбиталық периодтары мен олардан Күнге дейінгі қашықтық арасындағы байланысты анықтайды.
Кез-келген екі планетаның Күнді айналу периодтары квадраттарының қатынасы олардың орбиталарының үлкен жарты осьтерінің кубтарының қатынасына тең болады.
Кеплер заңдарын тек Күн жүйесі денелерінің қозғалыстарына ғана емес, барлық аспан денелері жүйелерінің қозғалыстарына да қолдануға болады.
Ғаламшарлардың қозғалыс заңдары XVII- ғасырдың басында көптеген ғалымдар Коперниктің жүйесін дұрыс деп санап және Дат ғалымы Т.Брагенің шәкірті Кеплер планеталардың қозғалысының гелиоцентрлік үш заңын тұжырымдады: Иоганн Кеплер (1571-1630) Кеплер 1609-1619 жылдары планеталар қозғалысының үш негізгі заңын ашты. Бұл заңдар Кеплер заңдары деп аталды.
Элипстің симметрия центрі – О, үлкен АА1 = 2 a және кіші ВВ1 = 2 b екі симметрия осі бар, мұндағы а – үлкен жарты ось, b – кіші жарты ось деп аталады. Оның фокусы центрден OF1=OF2=C=a2–b2 қашықтықта орналасқан. Эллипстің негізгі қасиеті: эллипстің кез келген нүктесінің фокустардан қашықтықтарының қосындысы үлкен ось ұзындығына тең болатын тұрақты шама: MF1+MF1=2ae=c/a қатынасы эллипстің эксцентрисиенті деп аталады. Астрономияда Жердің күннен орташа қашықтығы Күн жүйесінде қолданылатын қашықтық өлшеу бірлігі ретінде қабылданған. Ол астрономиялық бірлік (а.б.) деп аталады: 1 а.б. = 149 600 000 км.
Күн жүйесіне жататын аспан денелерінің қашықтықтарын олардың горизонттық параллакстары арқылы анықтайды. ІІ-суретке Жердің экваторлық радиусы, шырақтың горизонттық экваторлық параллаксы, шырақтың Жердің Т – центрінен қашықтығы. Суреттегі үшбұрышын қарастырып ара қашықтықты былай
табамыз: . Айдан басқа Күн жүйесіндегі денелер-дің горизондтық экваторлық параллакстары аз шама болған-дықтан /радианмен есептегенде/, немесе / секундпен есеп-тегенде/ алуымызға болады.
Сонда:
Күн жүйесіндегі аспан денелерінің қашықтығын радиолокация әдісімен де өлшеуге болады. Егер радиосигналдың аспан денесіне барып қайтып оралуына t уақыт кететін болса, осы денеге дейін қашықтық мынаған тең:
км/с – радиотолқындардың жылдамдығы.
Жұлдыздарға дейінгі қашықтықты олардың жылдамдық параллаксы арқылы анықтайды.
Жылдық параллакс деп жұлдыздан Жер орбитасының жұлдыздық бағытына перпендикуляр орналасқан радиусы көрінетін бұрышын айтады.
Бұл суретте С – Күн, Т – жер, М – шырақ, а – Жер орбитасының радиусы, – жылдық параллакс, –жұлдыздың Күннен қашық-тығы. Осы суреттегі СТМ үшбұрышынан қашықтықты анықтауға болады
Жұлдыздардың параллакстары аз. Сондықтан, .
Аспан денелерінің қашықтықтары үлкен сандар болғандықтан, оларды километрлермен алу ыңғайсыз. Сондықтан астрономияда мынадай ұзындықтын өлшем бірліктері қабылданған:
астрономиялық бірлік /а.б./ - Жердің Күннен орташа қашықты;
парсек /пк/ - жылдық параллакс -ке сәйкес қашықтық;
жарық жылы /ж.ж./ - жарықтың бір жылда өтетін қашықтығы.
