Syllabus пәннің атауы
Әдебиет: 1/Д.И.Кенжалиев «Аспан механикасы» 2007 Орал –-§1–§3 12-18 бет; 2/
жүктеу/скачать 3,33 Mb.
|
Сил.Астрономия
- Бұл бет үшін навигация:
- 5 дәріс
| Әдебиет: 1/Д.И.Кенжалиев «Аспан механикасы» 2007 Орал –-§1–§3 12-18 бет;
2/М.М.Дагаев, В.И.Демин, И.А.Климишин, В.И.Чаругин «Курс общей астрономии», Москва «Просвещение» 1983 - §44-§45 стр 78-79, §51 стр92-96. 3/П.И.Бакулин,Э.В.Кононович, В.И.Мороз «Курс общей астрономии» Москва «Наука»1977 §34-§40 стр71-81 №5 дәріс Тақырып: Кеплер заңдары. Күн жүйесінде қашықтықтарды анықтау әдістері. Планеталардың өлшемдерін анықтау Сағат саны: 1 Мақсаты: Кеплер заңдарын баяндау. Күн жүйесінде қашықтықтарды анықтау әдістерімен таныстыру, планеталардың өлшемдерін анықтауды үйрету.Дәрістің мазмұны:Кеплер заңдары. Күн жүйесінде қашықтықтарды анықтау әдістері. Планеталардың өлшемдерін анықтау. Кеплер Коперник ілімін жалғастырушы және дамытушы болды. Бастапқы кезде Кеплер планеталарды шеңбер бойымен қозғалады деп есептеп, кейінірек ол пайымдауларынан бас тартып, планеталар қозғалысының келесі 3 заңын ашты: 1. Барлық планеталар эллипстер бойымен қозғалады және оның бір фокусында Күн тұрады; 2. Планетелардың радиус-векторлары тең уақыт аралықтарында теңдей аудандар сызады; 3. Планеталардың Күнді айналуының сидерлік периодтарының квадраттары олардың эллипстік орбиталарының үлкен жарты осьтерінің кубтарына пропорционал (сурет 2.3). Сурет 2.3. а) Эллипстік орбита; б) Кеплердің екінші заңын түсіндіру Мұндағы, f1, f2 - фокустар, ол АП үлкен оське тең. АО қашықтығы үлкен жартылай ось деп аталады, О-эллипс центрі, Оf1/OП=е - эллипс эксцентриситеті. Планеталар орбиталарының шеңберден айырмашылығы аз, сондықтан олардың эксцентриситеттері де аз шамаға тең. Ньютонның бүкіл әлемдік тартылыс заңы аспан дененің мағынасы физикалық сипаттамасын – оның массасын анықтауға мүмкіндік береді. Аспан дененің массасын былай анықтауға болады: а) дененің бетіндегі ауырлық күшін өлшеу арқылы (гравиметриялық әдіс); б) Кеплердің үшінші (дәлденген) заңы бойынша; в) аспан дененің басқа аспан денелердің қозғалыстарындағы туғызатын ауытқұларың бақылау арқылы. Бірінші әдісті қазіргі уақытта Жерге ғана қолдануға болады. Бүкіл әлемдік тартылыс заңы бойынша Жер бетінде ауырлық күштің үдеуі: = G , (1) мұндағы – жер массасы, - оның радиусы. Осыдан Жер массасы: = 5,976 · 1024 кг Жердің орташа тығыздығы: = = 5510 кг/м3 Егер планетанын кемінде бір серігі болса және оның планетаға дейінгі қашықтығы және айналу периоды белгілі болса, Кеплердің үшінші, дәлденген заңы Күн және планетаның массаларының қатынасын анықтауға мүмкіндік береді: = , (2) мұндағы М, және - Күннің, планетаның және оның серігінің массалары, Т және - планетаның және серіктің айналу периодтары, а және - планетаның Күнге дейінгі және серіктің планетаға дейінгі қашықтықтары. Бұл теңдіктің сол жағынында алымын және бөлімін бөліп және барлық планеталар үшін 1 екендігін ескере отырып табамыз (Жерді алмағанда): = – 1 , (3) Мысалы, Юпитер үшін = 1 : 1050 болып шықты. Серіктері жоқ планеталардың (Меркурий, Шолпан, Плутон) массалары олардың әсерінен басқа планеталардың қозғалысындағы ауытқұларын талдау арқылы анықталады. Бүкіл әлемдік тартылыс теориясы бойынша кезкелген массасы үлкен жекеленген дене оське қатысты айналғанда шарға жақын формасын алу керек. Шынында, барлық бақыланатын массасы үлкен аспан денелердің (Күн, Ай, планеталар) формасы шарға жақын болады. Жердің формасының шарға тәрізділігі ғарыштан алынған оның фотографияларында жақсы көрінеді. Жердің шарға тәрізділігі оның радиусын 2300 жыл бұрын әлі Эратосфен қолданылған әдіспен анықтауға мүмкіндік береді. Бұл әдістің идеясы қарапайым. Жер шарында бір географиялық меридианда жататын О1 және О2 екі нүкте таңдап алайық. Меридианның О1 О2 доғаның ұзындығын е деп белгілейік, ал оның бұрыштық мәнін – n0 деп белгілейік. Сонда Жердің радиусы былай анықталады (n0 = - ) : R = Жердің радиусын дәлдірек анықтау үшін О1 және О2 нүктелер арасындағы қашықтық бірнеше жүз шақырым болу керек. Бұл нүктелер арасындағы қашықтықты тікелей өлшеуге болмайды, себебі олар арасында табиги бөгеттер (таулар, өзендер, ормандар) әрқашан кездеседі. Сондықтан доғаның ұзындығы триангуляция деп аталатын арнайы әдісі бойынша есептеулер арқылы анықталады. Бұл әдіс бойынша онша үлкен емес қашықты – базисты және бірқатар бұрыштарды білу жеткілікті. О1 О2 доғаның екі жағында бір-бірінен 30-40 км орналасқан бірнеше А,В,С... нүктелер таңдап алынады. Әрбір нүктеден кемінде екі басқа нүкте көріну керек. Базисты майда бетте таңдайды және арнайы өлшеу лентамен дәл өлшейді. Қазіргі замандағы ұзындығы 10 км базистын ең дәл өлшеулерінің қателігі 2 мм. Триангуляция әдісін алдымен Снеллиус 1615 ж. Голландиядағы меридианның доғасын өлшеуге қолданған. Одан кейін әртүрлі бағыттар бойынша алынған көп доғалардың ұзындығы өлшенген. Барлық өлшеулер меридианның 10 доғасының ұзындығы әртүрлі ендіктерде әртүрлі екендігін көрсетті: Экватор қасында ол 110, 6 км тең, ал полюстын қасында – 111,7 км, яғни полюстарға жақындай бергенде өсе береді. Бұл жербетінің қисықтығы полярлық облыстарда экваториалдармен салыстырғында кіші екендігін көрсетеді, яғни Жердің шардан айырмашылығы болады, оның формасы қысылған, сфероидқа (айналыстағы эллипсоидқа) жақын болады. Көп анықтамалар негізінде 1964 ж. Халықаралық астрономиялық одақ Жер эллипсоидтың элементтерінің мынандай мәндерін қабылдады: а = 6 378,16 км (экваториал радиусы) в = 6 356,78 км (екі полярлық радиустар – бірдей) = = 1: 298,25 (сфероидтің қысылуы) жүктеу/скачать 3,33 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|