Спрямо наблюдател на земята, планетите се движат. Презентация на тема "видимо движение на планетите"

В края на 16в. Датският астроном И. Кеплер, изучавайки движението на планетите, откри три закона за тяхното движение. Въз основа на тези закони И. Нютон извежда формула за закона за всемирното привличане. По-късно, използвайки законите на механиката, И. Нютон решава проблема за две тела - той извежда законите, според които едно тяло се движи в гравитационното поле на друго тяло. Той получи три обобщени закона на Кеплер.

Първият закон на Кеплер

Под въздействието на гравитацията едно небесно тяло се движи в гравитационното поле на друго небесно тяло по едно от коничните сечения - кръг, елипса, парабола или хипербола.

Планетите се движат около Слънцето по елиптична орбита (фиг. 15.6). Най-близката до Слънцето точка от орбитата се нарича перихелий, най-далечния - афелий. Правата, свързваща всяка точка от елипсата с фокуса, се нарича радиус вектор

Съотношението на разстоянието между фокусите до голямата ос (към най-големия диаметър) се нарича ексцентричност e. Колкото по-голям е ексцентрицитетът, толкова по-издължена е елипсата. Голямата полуос на елипсата a е средното разстояние на планетата от Слънцето.

Кометите и астероидите също се движат по елиптични орбити. За кръг e = 0, за елипса 0< е < 1, у параболы е = 1, у гиперболы е > 1.

Движението на естествените и изкуствените спътници около планетите, движението на една звезда около друга в двойна система също се подчинява на този първи обобщен закон на Кеплер.

Втори закон на Кеплер

Всяка планета се движи по такъв начин, че радиус векторът на планетата описва равни площи за еднакви периоди от време.

Планетата пътува от точка A до A" и от B до C" за едно и също време.

С други думи, планетата се движи най-бързо в перихелий и най-бавно, когато е на най-голямото си разстояние (в афелий). Така вторият закон на Кеплер определя скоростта на планетата. Колкото по-близо е планетата до Слънцето, толкова по-голяма е тя. Така скоростта на Халеевата комета в перихелий е 55 km/s, а в афелий 0,9 km/s.

Третият закон на Кеплер

Кубът на голямата полуос на орбитата на тялото, разделен на квадрата на неговия период на въртене и сумата от масите на телата, е постоянна стойност.

Ако T е периодът на въртене на едно тяло около друго тяло на средно разстояние Атогава третият обобщен закон на Кеплер е написан като

a 3 /[T 2 (M 1 + M 2)] = G/4π 2

където M 1 и M 2 са масите на привличане на две тела, а G е гравитационната константа. За Слънчевата система масата на Слънцето е масата на всяка планета и след това

Дясната страна на уравнението е постоянна за всички тела в Слънчевата система, което гласи третият закон на Кеплер, получен от учения от наблюдения.

Третият обобщен закон на Кеплер ни позволява да определим масите на планетите от движението на техните спътници и масите на двойните звезди от елементите на техните орбити.

Движението на планетите и другите небесни тела около Слънцето под въздействието на гравитацията става според трите закона на Кеплер. Тези закони позволяват да се изчислят позициите на планетите и да се определят техните маси от движението на сателитите около тях.

Астрономия. 11 клас - Бележки към учебника „Физика-11“ (Мякишев, Буховцев, Чаругин) - Физика в класната стая

Всички космогонични хипотези могат да бъдат разделени на няколко групи. Според една от тях Слънцето и всички тела на Слънчевата система: планети, спътници, астероиди, комети и метеороиди - са образувани от един облак газ и прах. Според втория Слънцето и неговото семейство имат различен произход, така че Слънцето се е образувало от един облак газ и прах (мъглявина, глобула), а останалите небесни тела на Слънчевата система - от друг облак, който е уловен по някакъв не съвсем ясен начин от Слънцето по собствената му орбита и е разделен по някакъв, още по-неразбираем начин на много различни тела (планети, техните спътници, астероиди, комети и метеороиди), имащи най-различни характеристики: маса, плътност , ексцентрицитет, посока на орбитално въртене и посока на въртене около оста си, наклонът на орбитата към равнината на екватора на Слънцето (или еклиптиката) и наклонът на екваториалната равнина спрямо равнината на неговата орбита.
Деветте големи планети се въртят около Слънцето в елипси (не много различни от кръгове) в почти една и съща равнина. По реда на разстоянието от Слънцето това са Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон. В допълнение към тях в Слънчевата система има много малки планети (астероиди), повечето от които се движат между орбитите на Марс и Юпитер. Пространството между планетите е изпълнено с изключително разреден газ и космически прах. Той се прониква от електромагнитно излъчване.
Слънцето е 109 пъти по-голямо от диаметъра на Земята и приблизително 333 000 пъти по-масивно от Земята. Масата на всички планети е само около 0,1% от масата на Слънцето, така че то контролира движението на всички членове на Слънчевата система чрез силата на своята гравитация.

Конфигурация и условия на видимост на планетите

Планетните конфигурации са някои по-характерни взаимни позиции на планетите, Земята и Слънцето.
Условията за видимост на планетите от Земята се различават рязко за вътрешните планети (Венера и Меркурий), чиито орбити лежат в орбитата на Земята, и за външните планети (всички останали).
Вътрешната планета може да е между Земята и Слънцето или зад Слънцето. В такива позиции планетата е невидима, тъй като се губи в лъчите на Слънцето. Тези позиции се наричат ​​съвпади планета-Слънце. При долна връзка планетата е най-близо до Земята, а при горна връзка е най-отдалечена от нас.

Синодични периоди на въртене на планетите и връзката им със звездните периоди

Периодът на въртене на планетите около Слънцето спрямо звездите се нарича сидеричен или звезден период.
Колкото по-близо е една планета до Слънцето, толкова по-големи са нейните линейни и ъглови скорости и толкова по-кратък е звездният период на въртене около Слънцето.
От преки наблюдения обаче не се определя звездният период на въртене на планетата, а периодът от време, който изтича между нейните две последователни едноименни конфигурации, например между две последователни съвпади (опозиции). Този период се нарича синодичен орбитален период. След като са определени синодичните периоди от наблюдения, чрез изчисления се намират звездните периоди на въртенето на планетите.
Синодичният период на външната планета е периодът от време, след който Земята изпреварва планетата с 360°, докато се движат около Слънцето.

Законите на Кеплер

Заслугата за откриването на законите на движението на планетите принадлежи на изключителния немски учен Йоханес Кеплер(1571 -1630). В началото на 17в. Кеплер, изучавайки въртенето на Марс около Слънцето, установява три закона за движението на планетите.

Първият закон на Кеплер . Всяка планета се върти в елипса, като Слънцето е в един от фокусите.

Втори закон на Кеплер (закон на областите). Радиус векторът на планетата описва равни площи за равни периоди от време.

Третият закон на Кеплер . Квадратите на звездните периоди на въртене на планетите се отнасят като кубовете на големите полуоси на техните орбити.

Средното разстояние на всички планети от Слънцето в астрономически единици може да се изчисли с помощта на третия закон на Кеплер. След като определихме средното разстояние на Земята от Слънцето (т.е. стойността на 1 AU) в километри, можем да намерим в тези единици разстоянията до всички планети на Слънчевата система.За голямата полуос на орбитата на Земята се приема астрономическа единица за разстояние (= 1 AU)
Класическият начин за определяне на разстояния беше и остава гониометричният геометричен метод. Те определят и разстоянията до далечни звезди, за които радарният метод е неприложим. Геометричният метод се основава на явлението паралактично изместване.

Изместването на паралакса е промяната в посоката на обект, когато наблюдателят се движи.

ПРИМЕР ЗА РЕШАВАНЕ НА ЗАДАЧА

Задача. Опозициите на дадена планета се повтарят след 2 години. Каква е голямата полуос на неговата орбита?

Размер и форма на Земята

На снимки, направени от космоса, Земята изглежда като топка, осветена от Слънцето.
Даден е точният отговор за формата и размерите на Земята степенни измервания, т.е. измервания в километри на дължината на дъга от 1° на различни места на земната повърхност. Градусните измервания показаха, че дължината на 1° меридианна дъга в километри в полярната област е най-голяма (111,7 km), а на екватора е най-малка (110,6 km). Следователно на екватора кривината на земната повърхност е по-голяма, отколкото на полюсите, което означава, че Земята не е сфера. Екваториалният радиус на Земята е с 21,4 km по-голям от полярния. Следователно Земята (подобно на други планети) е компресирана на полюсите поради въртене.
Топка, равна по размер на нашата планета, има радиус 6370 км. Тази стойност се счита за радиус на Земята.
Ъгълът, под който радиусът на Земята се вижда от осветителното тяло, перпендикулярно на зрителната линия, се нарича хоризонтален паралакс.

Маса и плътност на Земята

Законът за всемирното привличане позволява да се определи една от най-важните характеристики на небесните тела - масата, по-специално масата на нашата планета. Действително, въз основа на закона за всемирното притегляне, ускорението на гравитацията g=(G*M)/r 2 . Следователно, ако са известни стойностите на ускорението на гравитацията, гравитационната константа и радиуса на Земята, тогава може да се определи нейната маса.
Замествайки стойността g = 9,8 m/s 2 в посочената формула, G = 6,67 * 10 -11 N * m 2 / kg 2,

R = 6370 km, намираме, че масата на Земята е M = 6 x 10 24 kg. Познавайки масата и обема на Земята, можете да изчислите нейната средна плътност.

На въпроса как става видимото движение на планетите, зададен от автора Vahнай-добрият отговор е В полето Show planets изберете планетите, чието движение ще бъде симулирано. Избирането на Artificial ще отвори полето Artificial Planet Orbital Elements за въвеждане на дефинирани от потребителя елиптични орбитални елементи.
В полето Гледане от планета посочете планетата, спрямо която ще се разглежда движението на избраните планети. В същото време в полето Показване на планети тази планета автоматично ще бъде добавена към списъка с избрани, а бутонът й ще бъде защитен от модификация. Избирането на Artificial ще отвори полето Artificial Planet Orbital Elements за въвеждане на дефинирани от потребителя елиптични орбитални елементи.
В полето Чертеж изберете опции, които контролират процеса на рисуване. Полето Начална дата е календарната дата на началото на симулацията на движение. Трябва да се има предвид, че програмата спира изпълнението си, ако числото на годината е по-малко от -4700 или по-голямо от 60000. Поле стъпка - стъпка в дни, с която се изчисляват последователните позиции на планетите.
[редактиране] Движение на долните планети
При движението си по небесната сфера Меркурий и Венера никога не се отдалечават от Слънцето (Меркурий - не по-далеч от 18° - 28°; Венера - не по-далеч от 45° - 48°) и могат да бъдат както на изток, така и на запад от него. Моментът, в който планетата е на най-голямото си ъглово разстояние на изток от Слънцето, се нарича източна или вечерна елонгация; на запад - западно или утринно удължение.
По време на източната елонгация планетата се вижда на запад малко след залез слънце. Движейки се от изток на запад, т.е. в движение назад, планетата, първо бавно, а след това по-бързо, се приближава до Слънцето, докато изчезне в лъчите му. Този момент се нарича долна връзка (планетата минава между Земята и Слънцето). След известно време става видим на изток малко преди изгрев слънце. Продължавайки ретроградното си движение, той достига западна елонгация, спира и започва да се движи от запад на изток, тоест в право движение, настигайки Слънцето. След като го настигна, тя отново става невидима - възниква горната връзка (в този момент Слънцето се появява между Земята и планетата). Продължавайки директното си движение, планетата отново достига източна елонгация, спира и започва да се движи назад - цикълът се повтаря.
Движение на горните планети
Горните планети също се редуват между движение напред и назад. Когато горната планета се вижда на запад малко след залез слънце, тя се движи през небесната сфера в право движение, тоест в същата посока като Слънцето. Но скоростта на движение на горната планета в небесната сфера винаги е по-малка от тази на Слънцето, така че идва момент, когато тя настига планетата - планетата се свързва със Слънцето (последното е между Земята и планетата). След като Слънцето изпревари планетата, то става видимо на изток, преди изгрев. Скоростта на директното движение постепенно намалява, планетата спира и започва да се движи между звездите от изток на запад, тоест в ретроградно движение. В средата на дъгата на своето ретроградно движение планетата се намира в точка на небесната сфера, противоположна на мястото, където се намира Слънцето в този момент. Това положение се нарича опозиция (Земята е между Слънцето и планетата). След известно време планетата отново спира и променя посоката на движение на права - и цикълът се повтаря.
Местоположението на планетата на 90° източно от Слънцето се нарича източна квадратура, а 90° на запад се нарича западна квадратура.
Средни стойности на дъги на движения назад
Планетите имат следните средни дъги на ретроградно движение: Меркурий - 12°, Венера - 16°, Марс - 15°, Юпитер - 10°, Сатурн - 7°, Уран - 4°, Нептун - 3°, Плутон - 2° .

От древни времена хората са наблюдавали такива явления в небето като видимото въртене на звездното небе, промените във фазите на Луната, изгрева и залеза на небесните тела, видимото движение на Слънцето по небето през деня, слънчеви затъмнения, промени във височината на Слънцето над хоризонта през годината и лунни затъмнения.

Беше ясно, че всички тези явления бяха свързани преди всичко с движението на небесните тела, чиято природа хората се опитваха да опишат с помощта на прости визуални наблюдения, чието правилно разбиране и обяснение отне векове, за да се развие. След признаването на революционната хелиоцентрична система на света на Коперник, след като Кеплер формулира трите закона за движението на небесните тела и разруши вековните наивни представи за простото кръгово движение на планетите около Земята, доказано чрез изчисления и наблюдения, че орбитите на движение на небесните тела могат да бъдат само елиптични, най-накрая стана ясно, че видимото движение на планетите се състои от:

1) движение на наблюдателя по повърхността на Земята;

2) въртене на Земята около Слънцето;

3) собствени движения на небесните тела.

Сложното видимо движение на планетите на небесната сфера се дължи на въртенето на планетите от Слънчевата система около Слънцето. Самата дума „планета” в превод от старогръцки означава „скитащ” или „скитник”.

Траекторията на небесното тяло се нарича негова орбита. Скоростта на движение на планетите по орбити намалява с отдалечаването на планетите от Слънцето. Характерът на движението на планетата зависи от това към коя група принадлежи.

Следователно, във връзка с орбитата и условията на видимост от Земята, планетите се разделят на вътрешни(Меркурий, Венера) и външен(Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон), или, съответно, по отношение на орбитата на Земята, долна и горна.

Външните планети винаги са обърнати към Земята със страната, осветена от Слънцето. Вътрешните планети променят фазите си като Луната. Най-голямото ъглово разстояние на планетата от Слънцето се нарича удължаване . Най-голямата елонгация за Меркурий е 28°, за Венера – 48°. Орбиталните равнини на всички планети на Слънчевата система (с изключение на Плутон) лежат близо до равнината на еклиптиката, като се отклоняват от нея: Меркурий с 7 °, Венера с 3,5 °; други имат още по-малък наклон.

По време на източната елонгация вътрешната планета се вижда на запад, в лъчите на вечерната зора, малко след залез слънце. По време на западната елонгация вътрешната планета се вижда на изток, в лъчите на зората, малко преди изгрев слънце. Външните планети могат да бъдат на всяко ъглово разстояние от Слънцето.

Фазовият ъгъл на Меркурий и Венера варира от 0° до 180°, така че Меркурий и Венера сменят фазите си по същия начин като Луната. Близо до долния съвпад и двете планети имат най-големите си ъглови размери, но изглеждат като тесни полумесеци. При фазов ъгъл ψ = 90°, половината от диска на планетите е осветен, фаза Φ = 0,5. При горна връзка долните планети са напълно осветени, но са слабо видими от Земята, тъй като са зад Слънцето.

Така че, когато се наблюдава от Земята, движението на планетите около Слънцето също се наслагва върху движението на Земята в нейната орбита; планетите се движат по небето или от изток на запад (директно движение), или от запад към изток (ретроградно движение). Моментите на промяна на посоката се наричат стоящ . Ако поставите този път на карта, ще се окаже примка . Колкото по-голямо е разстоянието между планетата и Земята, толкова по-малка е примката. Планетите описват цикли, а не просто се движат напред-назад по една линия, единствено поради факта, че равнините на техните орбити не съвпадат с равнината на еклиптиката. Този сложен лупинг модел е наблюдаван и описан за първи път с помощта на видимото движение на Венера (Фигура 1).

Фигура 1 – „Примката на Венера“.

Известен факт е, че движението на някои планети може да се наблюдава от Земята само в строго определени периоди от годината, което се дължи на тяхното положение във времето на звездното небе.

Характерните относителни позиции на планетите спрямо Слънцето и Земята се наричат ​​планетарни конфигурации. Конфигурациите на вътрешните и външните планети са различни: за долните планети това са съвпади и елонгации (най-голямото ъглово отклонение на орбитата на планетата от орбитата на Слънцето), за горните планети това са квадратури, съвпади и опозиции.

Нека поговорим по-конкретно за всеки тип конфигурация: конфигурации, в които вътрешната планета, Земята и Слънцето се подреждат в една линия, се наричат ​​съвпади (фиг. 2).

Ориз. 2. Планетарни конфигурации:
Земята в превъзходен съвпад с Меркурий,
в долен съвпад с Венера и в опозиция с Марс

Ако A е Земята, B е вътрешната планета, C е Слънцето, небесното явление се нарича долна връзка. В „идеална“ долна връзка Меркурий или Венера преминават през диска на Слънцето.

Ако A е Земята, B е Слънцето, C е Меркурий или Венера, явлението се нарича горна връзка. В „идеалния“ случай планетата е покрита от Слънцето, което, разбира се, не може да се наблюдава поради несравнимата разлика в яркостта на звездите.

За системата Земя-Луна-Слънце, новолуние настъпва при долния съвпад, а пълнолуние настъпва при горния съвпад.

Максималният ъгъл между Земята, Слънцето и вътрешната планета се нарича най-голямо разстояниеили удължаванеи е равен на: за Меркурий - от 17њ30" до 27њ45"; за Венера - до 48°. Вътрешните планети могат да се наблюдават само близо до Слънцето и само сутрин или вечер, преди изгрев или непосредствено след залез. Видимостта на Меркурий не надвишава един час, видимостта на Венера е 4 часа (фиг. 3).

Ориз. 3. Елонгация на планетите

Конфигурацията, в която се подреждат Слънцето, Земята и външната планета, се нарича (фиг. 2):

1) ако A е Слънцето, B е Земята, C е външната планета - чрез противопоставяне;

2) ако A е Земята, B е Слънцето, C е външната планета - чрез съвпад на планетата със Слънцето.

Конфигурацията, в която Земята, Слънцето и планетата (Луната) образуват правоъгълен триъгълник в пространството, се нарича квадратура: източна, когато планетата е разположена на 90° източно от Слънцето, и западна, когато планетата е разположена на 90° западно от слънце

Движението на вътрешните планети върху небесната сфера се свежда до периодичното им разстояние от Слънцето по протежение на еклиптиката, или на изток, или на запад чрез разстояние на ъглово удължение.

Движението на външните планети върху небесната сфера има по-сложен цикличен характер. Скоростта на видимото движение на планетата е неравномерна, тъй като нейната стойност се определя от векторната сума на естествените скорости на Земята и външната планета. Формата и размерът на контура на планетата зависи от скоростта на планетата спрямо Земята и наклона на планетарната орбита спрямо еклиптиката.

Сега нека въведем концепцията за специфични физически величини, които характеризират движението на планетите и ни позволяват да направим някои изчисления: Сидеричният (звезден) период на въртене на една планета е периодът от време T, през който планетата прави едно пълно въртене около Слънце във връзка със звездите.

Синодичният период на революция на една планета е интервалът от време S между две последователни конфигурации със същото име.

За долните (вътрешни) планети:

За горните (външни) планети:

Продължителността на средния слънчев ден s за планетите от Слънчевата система зависи от звездния период на тяхното въртене около оста t, посоката на въртене и звездния период на въртене около Слънцето T.

За планети, които имат директна посока на въртене около оста си (същата, в която се движат около Слънцето):

За планети с обратна посока на въртене (Венера, Уран).

Местоположението на орбитата, орбиталното движение, както и периодът на въртене около оста и нейният наклон са важни характеристики, които в някои случаи могат напълно да определят условията на повърхността на планетата. В тази статия ще прегледам горните характеристики, тъй като те се отнасят за планетите от Слънчевата система и ще опиша отличителните характеристики на планетите, дължащи се на тяхното движение и местоположение.

живак

Планетата, която е най-близо до Слънцето, е може би най-специалната по отношение на темата, разглеждана в тази статия. И тази изключителност на Меркурий се дължи на няколко причини. Първо, орбитата на Меркурий е най-издължената сред всички планети в Слънчевата система (ексцентричността е 0,205). Второ, планетата има най-малкия наклон на оста към равнината на орбитата си (само няколко стотни от градуса). Трето, съотношението между периодите на аксиално въртене и орбитално въртене е 2/3.

Поради силното удължаване на орбитата, разликата в разстоянието от Меркурий до Слънцето в различни точки на орбитата може да бъде повече от един и половина пъти - от 46 милиона км в перихелий до 70 милиона в афелий. Орбиталната скорост на планетата се променя със същото количество - от 39 km/s в афелия до 59 km/s в перихелия. В резултат на това движение, само за 88 земни дни (една година на Меркурий), ъгловият размер на Слънцето, когато се наблюдава от повърхността на Меркурий, се променя от 104 дъгови минути (което е 3 пъти повече, отколкото на Земята) в перихелий до 68 дъгови минути (2 пъти повече отколкото на Земята) при афелий. След което започва да се приближава до Слънцето и отново увеличава диаметъра си до 104 минути, когато се приближава до перихелия. А разликата в орбиталната скорост влияе върху скоростта на видимото движение на Слънцето на фона на звездите. Много по-бързо в перихелий, отколкото в афелий.

Характеристики на планетата

Има още една особеност на видимото движение на Слънцето в небето на Меркурий. В допълнение към орбиталното му движение, той включва и много бавно аксиално въртене (едно завъртане около оста спрямо звездите отнема почти 59 земни дни). Основното е, че в малка част от орбитата близо до перихелия ъгловата скорост на орбиталното движение на планетата е по-голяма от ъгловата скорост на аксиалното въртене. В резултат на това Слънцето, движейки се от изток на запад поради аксиално въртене, започва да се забавя, спира и се движи от запад на изток за известно време. Защото в този момент посоката и скоростта на орбиталното движение са преобладаващи фактори. Докато се отдалечаваме от перихелия, видимото движение на Слънцето спрямо хоризонта отново става зависимо от аксиалното въртене на планетата и продължава от изток на запад.

Съотношението на 2/3 периоди на въртене около оста и около Слънцето води до факта, че един слънчев ден на Меркурий продължава 176 земни дни (88 дни всеки ден и нощ). Тези. През една година на Меркурий Слънцето е над хоризонта и на същото ниво под него. В резултат на това на 2 географски дължини по време на слънчев ден можете да наблюдавате троен изгрев.

Как става това

Слънцето първо бавно се измъква зад хоризонта, движейки се от изток на запад. След това Меркурий преминава перихелия и Слънцето започва да се движи на изток, потъвайки обратно под хоризонта. След като премине перихелия, Слънцето отново се движи от изток на запад спрямо хоризонта, сега най-накрая изгряло и в същото време бързо ще намали размера си. Когато Слънцето е близо до зенитната точка, Меркурий ще премине афелий и Слънцето ще започне да се накланя на запад, увеличавайки се по размер. Тогава, в момента, когато Слънцето почти е залязло зад западния хоризонт, Меркурий отново ще се приближи до перихелия в своята орбита и Слънцето ще се издигне обратно зад западния хоризонт. След като премине перихелия, Слънцето най-накрая ще залезе под хоризонта. След което ще се издигне на изток едва след година на Меркурий (88 дни) и целият цикъл на движения ще се повтори. На други дължини Меркурий ще премине перихелия в момента, когато Слънцето вече не е близо до хоризонта. И следователно тройното покачване поради обратното движение няма да се случи на тези места.

Температурна разлика

Поради бавното му въртене и изключително тънката атмосфера, повърхността на Меркурий от слънчевата страна става много гореща. Това важи особено за така наречените „горещи географски дължини“ (меридианите, на които Слънцето е в зенита си, когато планетата преминава перихелий). На такива места повърхностните температури могат да достигнат 430 °C. Освен това в близост до полярните региони, поради лекия наклон на оста на планетата, има места, където слънчевите лъчи изобщо не достигат. Там температурата се задържа около -200 °C.

За да обобщим Меркурий, виждаме, че комбинацията от неговото отличително орбитално движение, бавно въртене, уникално съотношение на периодите на въртене около оста му и въртене около Слънцето, както и малък наклон на оста, води до много необичайно движение на Слънцето по небето, със забележима промяна в размера и най-големите температурни разлики в Слънчевата система.

Венера

За разлика от орбитата на Меркурий, орбитата на Венера, напротив, е най-кръговата сред орбитите на всички други планети. В нейния случай разликата в разстоянието до Слънцето при перихелий и афелий се различава само с 1,5 милиона км (съответно 107,5 милиона км и 109 милиона км). Но още по-интересен е фактът, че планетата има ретроградно въртене около оста си, така че ако беше възможно да се види Слънцето от повърхността на Венера, тогава през деня тя постоянно ще се движи от запад на изток. Освен това тя ще се движи много бавно, тъй като скоростта на аксиалното въртене на Венера е дори по-малка от тази на Меркурий и спрямо звездите планетата завършва своята революция за 243 земни дни, което е по-дълго от продължителността на една година (революция около Слънцето отнема 225 земни дни).

Комбинацията от периоди на орбитално движение и аксиално въртене прави дължината на един слънчев ден приблизително равна на 117 земни дни. Наклонът на самата ос спрямо орбиталната равнина е малък и възлиза на 2,7 градуса. Въпреки това, като се има предвид, че планетата се върти ретроградно, тя всъщност е изцяло обърната с главата надолу. В този случай наклонът на оста към орбиталната равнина е 177,3 градуса. Въпреки това, всички горепосочени параметри практически не оказват влияние върху условията на повърхността на планетата. Плътната атмосфера задържа топлината много добре, поради което температурата остава почти непроменена. И няма значение по кое време на деня или на каква географска ширина се намирате.

Земята

Орбитата на Земята е много близка до кръговата форма, въпреки че ексцентричността й е малко по-голяма от тази на Венера. Но разликата в разстоянието до Слънцето, което е 5 милиона км в перихелий и афелий (съответно 147,1 милиона км и 152,1 милиона км до Слънцето), не оказва значително влияние върху климата. Наклон на оста към орбиталната равнина от 23 градуса е благоприятен, защото осигурява смяната на сезоните, която ни е позната. Това не позволява суровите условия в полярните региони, които биха възникнали при нулев наклон като Меркурий. В края на краищата земната атмосфера не задържа топлината толкова добре, колкото атмосферата на Венера. Относително високата скорост на аксиално въртене също е благоприятна. Това предотвратява прекаленото нагряване на повърхността през деня и охлаждане през нощта. В противен случай, с периоди на въртене като тези на Меркурий и особено на Венера, температурните промени на Земята биха били подобни на тези на Луната.

Марс

Марс има почти същия период на въртене около оста си и наклон към орбиталната равнина като Земята. Така че смяната на сезоните следва подобен принцип, само че сезоните продължават почти два пъти по-дълго, отколкото на Земята. В крайна сметка една революция около Слънцето отново отнема почти два пъти повече време. Но има и съществена разлика - орбитата на Марс има доста забележим ексцентрицитет. Поради това разстоянието до Слънцето се променя от 206,5 милиона км на 249,2 милиона км и това вече е достатъчно, за да повлияе значително на климата на планетата. В резултат на това летата в южното полукълбо са по-горещи, отколкото в северното, но зимите също са по-студени, отколкото в северното.

Гигантски планети

Планетите гиганти имат доста малки орбитални ексцентрицитети (от 0,011 за Нептун до 0,057 за Сатурн), но гигантите са разположени много далеч. Следователно орбитите са дълги и планетите се въртят по тях много бавно. Юпитер отнема 12 земни години, за да завърши революция; Сатурн – 29,5; Уран е 84, а Нептун е 165. Всички гиганти се характеризират с висока, в сравнение с планетите от земна група, аксиална скорост на въртене - 10 часа за Юпитер; 10,5 за Сатурн; 16 за Нептун и 17 за Уран, поради това планетите са забележимо сплескани на полюсите.

Сатурн е най-сплескан, неговите екваториални и полярни радиуси се различават с 6 хиляди км. Аксиалните наклони на гигантите са различни: Юпитер има много лек наклон (3 градуса); Сатурн и Нептун имат наклони съответно 27 и 28 градуса, което е близко до тези на Земята и Марс, съответно има смяна на сезоните, само в зависимост от разстоянието от Слънцето, продължителността на сезоните също е различна; В това отношение се откроява Уран - неговата ос, пръстените и орбитите на всички спътници са наклонени на 98 градуса спрямо равнината на орбитата на планетата, така че по време на въртенето си около Слънцето Уран последователно се обръща към Слънцето с единия полюс и след това с друго.

Въпреки многообразието на горепосочените орбитални и физически характеристики на планетите гиганти, условията в техните атмосфери се определят до голяма степен от процеси във вътрешността, които към момента все още не са задълбочено проучени.

В. Грибков