Как найти время обращения планеты

Как найти время обращения планеты

Наблюдение за планетами может быть одним из самых увлекательных видов астрономии. Окружающие нас планеты, такие как Меркурий, Венера, Марс, Юпитер или Сатурн, кажутся небольшими светлыми точками в ночном небе, но на самом деле представляют собой прекрасный объект для астрономических исследований.

Что такое время обращения планеты?

Время обращения планеты — это время, которое требуется планете для полного оборота вокруг своей оси. Это также может быть интерпретировано как время, которое планета занимает для обращения вокруг Солнца и возврата в исходную точку в ее орбите.

Как найти время обращения планеты?

• Используйте онлайн калькуляторы: В интернете есть множество онлайн калькуляторов, которые могут помочь вам найти время обращения планеты. Вам просто нужно ввести данные вашей планеты, такие как ее радиус, масса и положение в орбите, и онлайн калькулятор автоматически рассчитает время обращения.
• Изучите небо: Наблюдайте за планетой в течение нескольких месяцев и измеряйте, сколько времени проходит между двумя последовательными обращениями планеты в одну и ту же точку среди фоновых звезд. Это позволит вам рассчитать сообществу период обращения.
• Используйте программное обеспечение: Существует множество программ, которые позволяют найти время обращения планеты и другие астрономические параметры. Например, программа Stellarium предоставляет информацию о многих известных планетах и их параметрах.

Зачем знать время обращения планеты?

Знание времени обращения планеты может быть полезным для многих разных целей, как для астрономов, так и для любителей астрономии. Например:

• Астрономы могут использовать это для расчета других планетных параметров, таких как длина дня и ночи.
• Любители астрономии могут использовать знание времени обращения для планирования наблюдений и подбора правильного момента для наблюдения.
• Использование времени обращения планеты позволяет изучать влияние других планет на погоду и климат на Земле.

Вывод

Наблюдение за планетами может быть предельно увлекательным для людей всех возрастов. Знание времени обращения планеты даст вам щедрую возможность получить больше информации об этой прекрасной части нашей Вселенной. Я надеюсь, что эта статья окажется полезной для тех, кто хочет узнать больше об астрономии и планетах.

Как найти время обращения планеты

Как можно узнать, как долго планета крутится вокруг Солнца? Помимо общекультурных знаний о том, что земля вращается вокруг своей оси и об афелиях-перигелиях Меркурия и Венеры, существует много других планет в Солнечной системе. Если вы хотите узнать их время обращения, нужно приложить некоторые усилия.

Шаг 1: Определите, что именно вы ищете

Если вы хотите узнать время обращения планеты, подумайте о том, какую информацию вам нужно знать. Вы ищете время, за которое планета полностью обращается вокруг своей звезды (в нашем случае, вокруг Солнца)? Или вы ищете время, за которое планета вращается вокруг своей оси?

Все планеты в Солнечной системе вращаются вокруг Солнца, но скорости вращения каждой из них разная. Например, венера и меркурий обращаются вокруг Солнца за меньшее время, чем земля, в то время как другие планеты, такие как Марс, Юпитер и Сатурн, обращаются вокруг солнца за дольший срок, чем земля. Если вы пытаетесь найти время обращения (или период), за который планета полностью вращается вокруг своей звезды, то вас интересует период вращения планеты вокруг Солнца.

Шаг 2: Выясните, сколько времени требуется для обращения планеты вокруг Солнца

Планеты движутся по орбитам вокруг Солнца, вращаясь вокруг своей звезды в соответствии с законами кеплера. Поэтому периоды вращения планет округляются до тех или иных значений. Обычно периоды выражают в земных сутках (примерно 365 дней), но можно использовать и другие единицы измерения. Например, период Марса составляет примерно 687 земных суток, а период Юпитера примерно равен 4331 земным суткам.

Шаг 3: Найдите информацию о периодах обращения планет

Существует множество онлайн-ресурсов, которые подробно описывают планетарную физику. Вы можете посетить официальные сайты космических администраций (например, NASA) или астрономических обществ. Там вы найдете много полезной информации об обращении планет и других предметов в Солнечной системе.

Шаг 4: Используйте формулу для вычисления периода обращения планеты

Некоторые люди предпочитают методы ручных вычислений. Если вы являетесь одним из них, то есть способы вычисления периода обращения планеты. Наиболее простой метод вычисления периода вращения планеты вокруг Солнца — это воспользоваться формулой Т = 2π √ (a^3/GM), где T — период, а — большая полуось орбиты, G — гравитационная постоянная, а M — масса звезды.

Шаг 5: Примените правильные единицы измерения

Наконец, не забывайте, что нужно использовать правильные единицы измерения. Если вы используете формулу, убедитесь, что все единицы измерения приведены в правильном формате. Например, для периода обращения планеты можно использовать сутки или года как единицы измерения. Если вы используете другие единицы измерения, убедитесь, что вы переводите их в правильные единицы.

Итак, чтобы найти время обращения планеты, нужно выяснить, что именно вас интересует, найти информацию о периодах обращения планет, использовать формулы или сайты с космической физикой, применять правильные единицы измерения и не забывать об округлении.

Как найти время обращения планеты?

Исследование планет Солнечной системы – интересная и увлекательная задача для людей, занимающихся астрономией и другими науками. При изучении планет наиболее важной характеристикой является их период обращения вокруг Солнца, или вокруг своей оси в случае спутников.

Что такое период обращения?

Период обращения – это время, за которое планета или спутник совершает один оборот вокруг своей оси либо один оборот вокруг Солнца.

Для земной года период обращения составляет примерно 365,25 суток. Однако, периоды обращения других планет Солнечной системы могут существенно отличаться от земного года.

Какие параметры влияют на период обращения планеты?

Период обращения планеты зависит от ее массы, расстояния до Солнца и скорости на орбите. Однако, эти параметры не являются единственными факторами, влияющими на период обращения.

Некоторые планеты находятся в гравитационно-стабильных точках в Солнечной системе, где на них действует также гравитация других планет и спутников. Это может придать им дополнительные импульсы и изменить период обращения.

Как найти период обращения планеты?

Существует несколько способов определения периода обращения планеты. Ниже представлены два наиболее распространенных способа измерения периода обращения планеты:

• Наблюдения на фоне звезд. Посредством наблюдений за изменениями в положении планеты на фоне звезд можно определить период обращения. Для этого необходимо знать расстояние до планеты и ее угловую скорость движения на небе.
• Использование космических аппаратов. Космические аппараты, отправленные для исследования планет, могут установить их периоды обращения при помощи наблюдений за изменениями гравитационных сил, действующих на судно.

Примеры периодов обращения планет Солнечной системы

Ниже представлены периоды обращения некоторых планет Солнечной системы:

Меркурий: 88 земных суток.

Венера: 225 земных суток.

Земля: 365 земных суток.

Марс: 687 земных суток.

Юпитер: 12 земных лет.

Сатурн: 29 земных лет.

Уран: 84 земных года.

Нептун: 165 земных лет.

Итог

Период обращения планеты – важная характеристика, которая может помочь в исследовании планет Солнечной системы. Ее можно определить при помощи наблюдений на фоне звезд или космических аппаратов. Помните, что периоды обращения различных планет могут заметно отличаться друг от друга, поэтому их надо учитывать, планируя исследования и путешествия в космосе.

Орбитальный период — время, за которое небесное тело совершает полный оборот на орбите вокруг внешнего центра притяжения или вокруг общего с другим небесным телом центра масс. Является предметом изучения небесной механики.

Орбитальный период не зависит от размера небесного тела. Соотношение орбитальных периодов двух (или более) небесных тел равное небольшому натуральному числу приводит к орбитальному резонансу, а при таком соотношении орбитального периода тела и его периода вращения вокруг своей оси — к спин-орбитальному резонансу. Орбитальный период пылевых частиц в Солнечной системе может уменьшаться вследствие эффекта Пойнтинга — Робертсона.

Сводка формул[править | править код]

Согласно третьему закону Кеплера, орбитальный период T (в секундах) двух тел, вращающихся друг вокруг друга по круговой или эллиптической орбите, равен:

где:

а — большая полуось орбиты

μ = GM — стандартный гравитационный параметр

G — гравитационная постоянная

М — масса более массивного тела.

Для всех эллиптических орбит с одинаковой большой полуосью период обращения одинаков, независимо от эксцентриситета.

И наоборот, формула для расчёта расстояния, на котором тело должно вращаться, чтобы иметь заданный орбитальный период:

Например, для завершения движения каждые 24 часа при массе тела 100 кг небольшое тело должно вращаться на расстоянии 1,08 метра от его центра масс.

Когда сравнительно маленькое тело движется по круговой орбите и зависит от плотности центра масс — р (в кг/м³), приведённое выше уравнение упрощается:

.

Когда два тела вращаются друг вокруг друга, орбитальный период T можно рассчитать следующим образом (необходимо учитывать массы обоих орбитальных тел):

М₁+М₂ — сумма масс двух тел.

Виды[править | править код]

Существует несколько видов орбитальных периодов (при рассмотрении небесных тел в Солнечной системе):

• Сидерический период — промежуток времени, в течение которого какое-либо небесное тело-спутник совершает вокруг главного тела полный оборот относительно звёзд.
• Синодический период — промежуток времени между двумя последовательными соединениями Луны или какой-нибудь планеты Солнечной системы с Солнцем при наблюдении за ними с Земли. При этом соединения планет с Солнцем должны происходить в фиксированном линейном порядке, что существенно для внутренних планет: например, это будут последовательные верхние соединения, когда планета проходит за Солнцем.
• Драконический период — интервал времени, состоящий из 223 синодических месяцев (в среднем приблизительно 6585,3211 суток или 18,03 тропического года), по прошествии которого затмения Луны и Солнца приблизительно повторяются в прежнем порядке.
• Аномалистический период — промежуток времени, за который тело, перемещаясь по эллиптической орбите, дважды последовательно проходит через перицентр. Этот период может несколько отличаться от сидерического, потому что ориентация линии апсид орбиты медленно меняется из-за её прецессии. Например, аномалистический период Луны — 27,55455 дня, Земли — 365,25964 дня.
• Тропический период — отрезок времени, за который Солнце завершает один цикл смены времён года, как это видно с Земли, например, время от одного весеннего равноденствия до следующего, или от одного дня летнего солнцестояния до другого.

Ссылки[править | править код]

• Bate, Roger B.; Mueller, Donald D. & White, Jerry E. (1971), Fundamentals of Astrodynamics, Dover

Войти на сайт

или

Забыли пароль?
Еще не зарегистрированы?

Синодическим периодом обращения(S) планеты называется промежуток времени
между ее двумя последовательными
одноименными конфигурациями.

Сидерическим или звездным периодом
обращения(Т) планеты называется
промежуток времени, в течение которого
планета совершает один полный оборот
вокруг Солнца по своей орбите.

Сидерический период обращения Земли
называется звездным годом (Т_☺).
Между этими тремя периодами можно
установить простую математическую
зависимость из следующих рассуждений.
Угловое перемещение по орбите за сутки
у планеты равно,
а у Земли.
Разность суточных угловых перемещений
планеты и Земли (или Земли и планеты)
есть видимое смещение планеты за сутки,
т.е..
Отсюда для нижних планет

(2.1)

для верхних планет

(2.2)

Эти равенства называются уравнениями
синодического движения.

Непосредственно из наблюдений могут
быть определены только синодические
периоды обращений планет S и сидерический
период обращения Земли, т.е. звездный
год Т_☺. Сидерические же периоды
обращений планет Т вычисляются по
соответствующему уравнению синодического
движения.

Продолжительность звездного года равна
365,26… средних солнечных суток.

7.4. Законы Кеплера

Кеплер был сторонником учения Коперника
и поставил перед собой задачу
усовершенствовать его систему по
наблюдениям Марса, которые на протяжении
двадцати лет производил датский астроном
Тихо Браге (1546-1601) и в течение нескольких
лет — сам Кеплер.

Вначале Кеплер разделял традиционное
убеждение, что небесные тела могут
двигаться только по кругам, и поэтому
он потратил много времени на то, чтобы
подобрать для Марса круговую орбиту.

После многолетних и очень трудоемких
вычислений, отказавшись от общего
заблуждения о кругообразности движений,
Кеплер открыл три закона планетных
движений, которые в настоящее время
формулируются следующим образом:

1. Все планеты движутся по эллипсам, в
одном из фокусов которых (общем для всех
планет) находится Солнце.

2. Радиус-вектор планеты в равные
промежутки времени описывает равновеликие
площади.

3. Квадраты сидерических периодов
обращений планет вокруг Солнца
пропорциональны кубам больших полуосей
их эллиптических орбит.

Как известно, у эллипса сумма расстояний
от какой-либо его точки до двух неподвижных
точек f₁и f₂, лежащих на его
оси АП и называемых фокусами, есть
величина постоянная, равная большой
оси АП (рис. 27). Расстояние ПО (или ОA), где
О — центр эллипса, называется большой
полуосью,
а отношение— эксцентриситетом эллипса. Последний
характеризует отклонение эллипса от
окружности, у которой е = 0.

Орбиты планет мало отличаются от
окружностей, т.е. их эксцентриситеты
невелики. Наименьший эксцентриситет
имеет орбита Венеры (е = 0,007), наибольший
— орбита Плутона (е = 0,247). Эксцентриситет
земной орбиты
е = 0,017.

Согласно первому закону Кеплера Солнце
находится в одном из фокусов эллиптической
орбиты планеты. Пусть на рис. 27,а это
будет фокус f₁(С — Солнце). Тогда
наиболее близкая к Солнцу точка орбиты
П называетсяперигелием, а наиболее
удаленная от Солнца точка A —афелием.
Большая ось орбиты АП называетсялинией
апсид, а линия f₂P, соединяющая
Солнце и планету Р на ее орбите, —радиусом-вектором планеты.

Расстояние планеты от Солнца в перигелии

q = а (1 — е), (2.3)

в афелии

Q = a (l + e). (2.4)

За среднее расстояние планеты от Солнца
принимается большая полуось орбиты

Согласно второму закону Кеплера площадь
СР₁Р₂, описанная радиусом-вектором
планеты за времяt
вблизи перигелия, равна площади СР₃Р₄, описанной им за то же времяt
вблизи афелия (рис. 27, б). Так как дуга
Р₁Р₂больше дуги Р₃Р₄, то, следовательно, планета вблизи
перигелия имеет скорость большую, чем
вблизи афелия. Иными словами, ее движение
вокруг Солнца неравномерно.

Скорость движения планеты в перигелии

(2.5)

в афелии

(2.6)

где v_c— средняя или круговая
скорость планеты при r = а. Круговая
скорость Земли равна 29,78 км/сек = 29,8
км/сек.

Третий закон Кеплера записывается так:

(2.7)

где Т₁и T₂— сидерические
периоды обращений планет, а₁и a₂— большие полуоси их орбит.

Если большие полуоси орбит планет
выражать в единицах среднего расстояния
Земли от Солнца (в астрономических
единицах), а периоды обращений планет
—
в годах, то для Земли а =1 и Т = 1 и
период обращения вокруг Солнца любой
планеты

(2.8)

Соседние файлы в папке Лекции

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #