Тести та шпаргалки

Будова Сонячної системи


Будова Сонячної системиПоходження Сонячної системи

Космогонія — наукова дисципліна, розділ астрономії, що вивчає походження та розвиток небесних об’єктів — галактик, зірок і планет.

Зоряна космогонія досліджує процес виникнення та життєвого шляху зірок, і перш за все найближчого до нас Сонця.

На місці Сонячної системи колись була величезна газоподібна туманність, що повільно обертається, з ущільненням у центрі — так зване протосонце.

Взаємне притягання частинок туманності призвело до поступового стиснення цієї газової хмари і зменшення її розмірів. Швидкість обертання туманності зросла. При цьому від неї відірвалася велика кількість на екваторі туманності — так з’явилося кільце, що обертається.

Гіпотеза Лапласа

Ще більше стискаючи й прискорюючи обертання, туманність відшаровувалася одне кільце за іншим. Поступово кожне кільце остигало і перетворювалося на велику газову кулю, яка швидко оберталася навколо своєї осі. Від цієї котушки, в свою чергу, також відклеювалися кільця і ​​з часом перетворювалися на маленькі газові кульки. Останні, охолонувши, стали супутниками великих куль, які перетворилися на планети. Центральна первинна туманність залишилася розпеченою зіркою — це наше Сонце.

Гіпотеза Шмідта

Шмідт визнав, що одного разу у величезній обертовій колосальній хмарі газу і пилу утворився конденсат — протосонце, яке повільно стискалося. Інша частина хмари, масою приблизно в десять разів меншою, повільно оберталася навколо цього скупчення.

Незліченні частинки туманності, стикаючись і відштовхуючись, поступово розташовувалися поблизу протосонця, щоб не заважати одна одній.

З часом їхні шляхи розташувалися майже в одній площині і стали круговими. При цьому почав переважати напрямок обертання в певному напрямку.

Втрата швидкості частинками, що стикаються, як показують розрахунки, призвела до того, що сферична хмара поступово розплющилася і стала схожою на млинець. Частинки, розташувавшись в одній площині, почали притягуватися одна до одної, оскільки відстань між ними зменшувалася. Найбільші швидко збільшувалися в розмірах і вазі.

Шмідт підрахував, що в середині планетної системи повинні були виникнути найбільші планети, а ближче до Сонця і дуже далеко від нього — найменші.

Джинсова гіпотеза

Нова теорія, запропонована в 1916 році Джеймсом Джинсом, згідно з якою зірка пройшла поблизу Сонця і її притягнення викликало викид сонячної речовини, з якої згодом утворилися планети, повинна була пояснити парадокс розподілу кутового моменту. Однак наразі експерти не підтримують цю теорію. Сучасна космогонія використовує елементи багатьох з перерахованих вище теорій.

Будова Сонячної системи

Сонячна система складається з Сонця, планет, супутників планет, астероїдів та їх уламків, комет і міжпланетного середовища. Зовнішня межа, здається, знаходиться на відстані приблизно 200 000 а.о. від сонця. Вік Сонячної системи становить близько 5 мільярдів років. Він розташований поблизу площини галактики на відстані близько 26 тис. світлових років (близько 250 тис. млрд км) від центру галактики і обертається навколо нього з лінійною швидкістю близько 220 км/с.

Йоганнес Кеплер

Дата народження:

27 грудня 1571 року

Місце народження:

Weil der Stadt

Дата смерті:

15 листопада 1630 року

Місце смерті:

Регенсбург

громадянство:

Священна Римська імперія

Науковий напрямок:

Астрономія, математика, фізика

Альма-матер:

Тюбінгенський університет

Відомий як:

автор законів руху планет

Перший закон Кеплера (1609 р.)

Усі планети рухаються по еліптичних орбітах, у одному з фокусів яких знаходиться Сонце.

Другий закон Кеплера (1609 р.)

Радіус-вектор планети описує рівні площі через рівні проміжки часу.

Третій закон Кеплера (1619 р.)

Квадрати сидеричних періодів двох планет співвідносяться як куби великих півосей їх орбіт

Третій закон Кеплера справедливий для всіх планет Сонячної системи з точністю вище 1%.

Підтвердження законів Кеплера

Незважаючи на те, що закони Кеплера були найважливішим кроком у розумінні руху планет, вони все одно залишалися лише емпіричними правилами, отриманими з астрономічних спостережень. Закони Кеплера потребували теоретичного обґрунтування. Рішучий крок у цьому напрямку зроблено Ісаак Ньютонякий відкрив у 1682 р закон тяжіння:

де М і м — це маси Сонця і планети, р — відстань між ними, Г = 6,67 10–11 Н м2/кг2 — гравітаційна стала. Ньютон першим припустив, що сили тяжіння визначають не тільки рух планет Сонячної системи; вони діють між будь-якими тілами Всесвіту. Зокрема, сила тяжіння, що діє на тіла поблизу поверхні Землі, має гравітаційну природу.

рух планет

Співвідношення відстаней і періодів обертання планет навколо Сонця визначається відомим третім законом Кеплера, згідно з яким квадрати періодів пропорційні кубам великих півосей відносних орбіт.

Іншою фундаментальною особливістю будови Сонячної системи є те, що всі планети обертаються навколо Сонця в одному напрямку, що збігається з напрямком осьового обертання Сонця, і в тому ж напрямку вони обертаються навколо власної осі.

Виняток становить Венера, Уран і Плутоносьове обертання якого протилежне обертанню сонця.

Конфігурація планети

Називаються планети, орбіти яких розташовані всередині земної орбіти нижче (Меркурій і Венера), орбіти яких розташовані за межами земної орбіти, — зверху (Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон).

Внутрішня планета може бути між Землею і Сонцем або позаду Сонця. У таких положеннях планета невидима, так як губиться в променях Сонця. Ці положення називаються з’єднаннями планети з Сонцем. У нижньому з’єднанні планета найближча до нас, а у вищій – найдальша від нас.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *