Разработка урока по теме "Солнечная система".

Солнечная система включает в себя центральную звезду (Солнце) и все естественные космические объекты, обращающиеся вокруг неё. Она сформировалась путём гравитационного сжатия газопылевого облака примерно 4,57 млрд лет назад.

Общая масса Солнечной системы составляет около 2 * 1030 кг, из которых на долю Солнца приходится 99,87%.
Поверхность Солнца нагрета до температуры около 6000 К. Солнце излучает собственный свет, а планеты и спутники им освещаются и светят отражённым светом.

Крупнейшие (после Солнца) объекты нашей системы — восемь планет, движущихся по эллиптическим орбитам вокруг Солнца. Благодаря тому, что масса Солнца во много раз превышает массу всех планет, оно своим сильным гравитационным полем удерживает их вокруг себя.

Кроме восьми планет и их спутников вокруг звезды обращаются карликовые планеты, тысячи малых планет (астероидов), кометы и частички пыли.
Большинство крупных объектов, обращающихся вокруг Солнца, движутся практически в одной плоскости, называемой плоскостью эклиптики.

Движение планет и их спутников подчиняется законам Кеплера.

a - большая полуось;
b - малая полуось;
c - фокальное расстояние (полурасстояние между фокусами);

𝑎 2 𝑎𝑎 𝑎 2 2 𝑎 2 = 𝑏 2 𝑏𝑏 𝑏 2 2 𝑏 2 + 𝑐 2 𝑐𝑐 𝑐 2 2 𝑐 2

𝑒𝑒= 𝑐 𝑎 𝑐𝑐 𝑐 𝑎 𝑎𝑎 𝑐 𝑎 = 1− 𝑏 2 𝑎 2 1− 𝑏 2 𝑎 2 1− 𝑏 2 𝑎 2 𝑏 2 𝑏𝑏 𝑏 2 2 𝑏 2 𝑏 2 𝑎 2 𝑎 2 𝑎𝑎 𝑎 2 2 𝑎 2 𝑏 2 𝑎 2 1− 𝑏 2 𝑎 2

0≤𝑒𝑒<1

Форма эллипса и степень его сходства с окружностью характеризуется отношением

Величина e называется эксцентриситетом эллипса.

Каждая планета Солнечной системы обращается по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Каждая планета движется в плоскости, проходящей через центр Солнца, причём за равные промежутки времени радиус-вектор, соединяющий Солнце и планету, описывает равные площади.

Планета при движении вокруг Солнца, имеет в перигелии большую линейную скорость, чем в афелии.

Перигелий

Афелий

Квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы больших полуосей орбит планет.

𝑇 1 2 𝑇 2 1 𝑇 1 2 𝑇𝑇 𝑇 1 2 1 𝑇 1 2 2 𝑇 1 2 𝑇 1 2 𝑇 2 1 𝑇 2 1 𝑇𝑇 𝑇 2 1 2 𝑇 2 1 1 𝑇 2 1 𝑇 1 2 𝑇 2 1 = 𝑎 1 3 𝑎 2 3 𝑎 1 3 𝑎𝑎 𝑎 1 3 1 𝑎 1 3 3 𝑎 1 3 𝑎 1 3 𝑎 2 3 𝑎 2 3 𝑎𝑎 𝑎 2 3 2 𝑎 2 3 3 𝑎 2 3 𝑎 1 3 𝑎 2 3

где T1 и T2 - периоды обращения двух планет вокруг Солнца, а a1 и a2 - длины больших полуосей их орбит. Утверждение справедливо также для спутников.

Ньютон установил, что гравитационное притяжение планеты определённой массы зависит только от расстояния до неё, а не от других свойств, таких, как состав или температура.
Он показал также, что третий закон Кеплера не совсем точен — в действительности в него входит и масса планеты:

𝑇 1 2 (𝑀+ 𝑚 1 𝑇 2 1 (𝑀+ 𝑚 2 𝑇 1 2 (𝑀+ 𝑚 1 𝑇 1 2 𝑇𝑇 𝑇 1 2 1 𝑇 1 2 2 𝑇 1 2 (𝑀𝑀+ 𝑚 1 𝑚𝑚 𝑚 1 1 𝑚 1 𝑇 1 2 (𝑀+ 𝑚 1 𝑇 1 2 (𝑀+ 𝑚 1 𝑇 2 1 (𝑀+ 𝑚 2 𝑇 2 1 (𝑀+ 𝑚 2 𝑇 2 1 𝑇𝑇 𝑇 2 1 2 𝑇 2 1 1 𝑇 2 1 (𝑀𝑀+ 𝑚 2 𝑚𝑚 𝑚 2 2 𝑚 2 𝑇 2 1 (𝑀+ 𝑚 2 𝑇 1 2 (𝑀+ 𝑚 1 𝑇 2 1 (𝑀+ 𝑚 2 = 𝑎 1 3 𝑎 2 3 𝑎 1 3 𝑎𝑎 𝑎 1 3 1 𝑎 1 3 3 𝑎 1 3 𝑎 1 3 𝑎 2 3 𝑎 2 3 𝑎𝑎 𝑎 2 3 2 𝑎 2 3 3 𝑎 2 3 𝑎 1 3 𝑎 2 3

где M - масса Солнца, а m1 и m2 - массы планет.

Величина большой полуоси орбиты Земли называется астрономической единицей (а. е.) и является одной из основных единиц длины, используемых в астрономии: 1 а. е. = 149,6 млн км.

Светово́й год - расстояние, которое электромагнитные волны (свет) проходят в вакууме, не испытывая влияния гравитационных полей, за один юлианский год.

Световой год равен:
≈ 9,46⋅1015 метров
63 241,077 а.е.
0,306 601 парсека

Парсек — это расстояние, с которого отрезок длиной в одну астрономическую единицу, виден под углом в одну угловую секунду (1″).

1 пк ≈ 206 264,8 а.е. = 3,09⋅1016 м = 30,8568 трлн. км. (петаметров) = 3,2616 светового года.

Домашнее задание:

§94-97 Вопросы в конце параграфов.

P,P' — полюсы мира,
T,T' — точки равноденствия,
E,C — точки солнцестояния, П,П' — полюса эклиптики,
PP' — ось мира,
ПП' — ось эклиптики,
ATQT'- небесный экватор,
ETCT' — эклиптика

♑

♋

♈

♎

Южное

Северное

ε = 23°26'.

Для Земли плоскость эклиптики пересекается с плоскостью небесного экватора под углом

В 1860 - 1870-х годах Анджело Секки создал первую классификацию звёздных спектров.
В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета.

Класс I - белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре.
Класс II - жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, но с отчётливыми линиями металлов.
Класс III - оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего.
Класс IV - красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
Класс V - звёзды с эмиссионными линиями.

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890 -1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине - расстояние (метод спектрального параллакса).

Была предложена примерно в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости:

Ia+ или 0 - гипергиганты
I, Ia, Iab, Ib - сверхгиганты
II, IIa, IIb - яркие гиганты
III, IIIa, IIIab, IIIb - гиганты
IV - субгиганты
V, Va, Vb - карлики (звезды главной последовательности)
VI - субкарлики
VII - белые карлики