Реферат: Від стародавніх до сучасних теорій руху планет
МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ ТА НАУКИ УКРАЇНИ
НАЦІОНАЛЬНИЙ УНІВЕРСИТЕТ ім. Т.Г. Шевченка
Фізичний факультет, кафедра астрономії
ДИПЛОМНИЙ ПРОЕКТ
ТЕМА:
Від стародавніх до сучасних теорій руху планет
Виконав: студент ІІІ курсу
Група 112 ФА
Колосов Сергій
Київ 2010
Зміст
Вступ
Перші кроки завжди важкі
Трохи теорії
Сучасні теорії руху небесних тіл
Висновок
Література
Вступ
Ще здавна серед "нерухомих зір" мешканці Землі помітили "блукаючі зорі", які грецькою мовою називаються планетами. Тоді були відомі 7 "блукаючих зір": зореподібні - Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн, а також дископодібні - Сонце та Місяць. Згодом, коли з'ясувалось, що Сонце є найближчою до нас зорею, а Місяць є супутником нашої планети Земля, назва "планети" закріпилась лише за тими космічними об'єктами, які обертаються навколо Сонця. Ще пізніше, крім згаданих планет, були відкриті планети Уран, Нептун і Плутон, декілька десятків супутників планет, а також декілька тисяч так званих малих планет (астероїдів).
Найпростіше помітити "блукання" Місяця серед зір, бо він швидко рухається із заходу на схід і за 27.3 доби "пробігає" всю небесну сферу, тобто здійснює повний оберт. Якщо в якусь ніч примітити його положення по відношенню до найближчих зір, то вже наступної ночі Місяць знаходитиметься в оточенні інших зір, бо за добу переміститься по небу на 13.2".
Переміщення Сонця серед зір не можна спостерігати безпосередньо, бо зорі вдень невидимі. Проте, якщо замітити якусь зорю поблизу горизонту в західній частині неба невдовзі після заходу Сонця і спробувати її відшукати через декілька днів в той же час, то можна помітити, що вона знизилась і ніби наблизилась до Сонця. Ще через декілька днів зоря зникне за горизонтом, а її місце займе інша зоря, яка раніше знаходилась на схід від першої. Надалі і ця зоря теж наближатиметься до Сонця. Саме за такими спостереженнями можна зробити висновок про зміну положення Сонця серед зір.
В давні часи спостереження за положеннями зір та планет проводились регулярно, що надало можливість визначити видимий шлях Сонця по небу. Виявилось, що Сонце, як і Місяць, рухається із заходу на схід і за 365.25 доби його видимий шлях набуде вигляду кола на небесній сфері, тобто через цей інтервал часу воно повертається до тих же самих зір. Річний шлях Сонця серед зір назвали екліптикою, яка за уявленнями древніх не змінює свого положення по відношенню до зір. За добу Сонце зміщується вздовж екліптики на схід приблизно на 1º.
Більш складним виявився рух зореподібних планет, які завжди розташовані поблизу екліптики. Нижні планети Меркурій і Венера ніби коливаються відносно Сонця. Спочатку планета рухається серед зір швидше за Сонце і обганяє його. Потім на певній кутовій відстані на схід від Сонця планета сповільнює свій рух, а Сонце наздоганяє та випереджає планету. Через деякий час, досягнувши максимального кутового віддалення на захід від Сонця, планета знову починає рухатися швидше і наздоганяє його. Надалі увесь цикл повторюється. Найбільше віддалення від Сонця сягає 40º для Венери і в середньому 23° (від 18 до 28°) для Меркурія. Ось тому Меркурій і Венера видимі тільки або вранці на сході, незадовго до сходу Сонця, або увечері на заході, після заходу Сонця.
Для верхніх планет - Марса, Юпітера, Сатурна, Урана і Нептуна - характерні "петлі" на небі. В основному ці планети переміщуються серед зір із заходу на схід. Проте в певні періоди кожна з них сповільнює свій рух, зупиняється серед зір, а згодом починає рухатись у зворотному напрямку, тобто зі сходу на захід. Ще через деякий час планета знову зупиняється і починає рухатись у звичайному для неї напрямку. Таким чином, спостерігач має можливість зафіксувати в рухові планет "петлі". Марс здійснює їх через кожні 780, Юпітер - 399, а Сатурн - 378 діб.
Перші кроки завжди важкі
Перші спроби пояснити видимі переміщення планет на небі, а заодно створити теорії руху з метою передбачення їхніх положень в будь-який наступний чи минулий момент належать стародавнім грекам і вавілонянам. Зокрема відомо, що одна з перших астрономічних доктрин для пояснення руху планет була запропонована Евдоксом Кнідським (біля 410-350 р. до н. е) і базувалась па системі концентричних сфер, в центрі яких знаходиться Земля. Згідно Евдоксу видимий рух кожної планети можна відтворити за допомогою чотирьох сфер, кожна з яких обертається рівномірно навколо своєї осі. Осі всіх сфер перетинаються в одній точці, але мають різні нахили. За цією концепцією дві сфери обертаються із заходу на схід, а дві інші в протилежному напрямку, до того ж періоди обертання сфер приймаються різними. Кожна із сфер, незалежно від її власного обертання, "сприймає" рух інших зовнішніх по відношенню до неї сфер. На екваторі внутрішної четвертої сфери знаходиться точка, яка зображає певну планету. Складний рух точки з урахуванням напрямку обертання всіх чотирьох сфер, періодів їхнього обертання і нахилу осей відтворює видимий рух планет з тими особливостями, про які згадувалось вище. Подальше вдосконалення системи Евдокса запропонував Каліпп, який збільшив число сфер до п'яти для Сонця, Місяця, Меркурія. Венери і Марса. Загалом, в теорії Каліппа нараховувалось 33 сфери для всіх планет. Згодом Аристотель ускладнив ще більше моделі Евдокса і Каліппа. Нагадаємо ще, що з праць Архімеда відомо про запропоновану ще в IIIст. до н.е. Арістархом Самосським завершену модель геліоцентричної системи світу, в якій Земля разом з Олімпом і помешканням богів оберталась навколо своєї осі. На жаль, це вчення не було сприйняте позитивно, а перемогло уявлення про геоцентричну будову світу, яким користувались аж до XVIст. До нас дійшли й інші свідчення про погляди на будову світу та про пояснення особливостей руху планет. Проте, на нашу думку, на цьому більш детально зупинятись не варто. Зауважимо лише, що матеріали цих вчених древності не збереглись у письмовому вигляді. Ми маємо лише свідчення так званих коментаторів їхніх вчень, тому неможливо проаналізувати математичні основи згаданих теорій, результати і точність обчислень для передбачення руху планет.
Трохи теорії
Стародавня наука про теорії руху планет починається для нас від Гіппарха (IIст. до н.е.) і Птолемея (II ст. н.е.). Останній у широковідомому трактаті "Альмагест" подав геоцентричну картину світу і теорії руху планет, а також прокоментував погляди та розрахунки щодо руху світил свого попередника Гіппарха. У короткому нарисі немає змоги зосередити увагу навіть на основних положеннях теорій руху відомих на той час планет, а тому зупинимось лише на викладенні підходу, яким користувались Гіппарх та Птолемей для дослідження руху планет. З цією метою розглянемо один з простих випадків руху в площині - а саме обертання паралелограма навколо однієї з його сторін.
Нехай в паралелограмі TNPO сторони-стержні мають змогу обертатись в площині навколо кожної з вершин завдяки наявності в них шарнірів. Закріпимо на площині сторону ТО паралелограма і повернемо його на 360° проти годинникової стрілки. Неважко збагнути і довести, що вершини N і Р, які лежать на одній із сторін паралелограма, опишуть два кола однакового діаметра з центрами в точках Т і О. При обертанні сторони TN проти годинникової стрілки сторона NP буде обертатись за годинниковою стрілкою. Причому за повний оберт сторони TN відрізок NP зробить теж повний оберт навколо точки N . Отже, точка Р опише коло радіусом NP з центром в точці N . Така сукупність рухів дістала в кінематиці назву пари обертань: одне з них зводиться до переносного обертання відрізка NP разом із NT , а інше є відносним обертанням NP навколо шарніра N . Абсолютний рух NP , тобто його рух відносно нерухомих осей в площині рисунка, зводиться до поступального переміщення. Крім того, в даному випадку поступальний рух є коловим. Розглянута схема руху шарнірного паралелограма надає можливість зрозуміти вчення про теорії руху стародавніх вчених.
Нагадаємо, що коло радіуса TN в "Альмагесті" названо деферентом (основне коло), коло радіуса ОР - ексцентром (ексцентричне коло), а коло радіуса NP - епіциклом. Точка N зображає так знану середню (фіктивну) планету, точка Р - реальну планету, а точка Т збігається з оком спостерігача і разом з тим, за уявленнями древніх, з центром світу. Відмітимо два особливі положення шарнірного паралелограма. В першому з них планета Р збігається з точкою А і знаходиться на найбільшій відстані від Т ( паралелограм витягується в одну лінію), в другому положенні планета Р збігається з точкою D і віддалена від ока спостерігача Т на найменшу відстань. За грецькою термінологією ці точки дістали назви апогей і перигей. Якщо позначимо радіус деферента або ексцентра через а, радіус епіцикла - b ( приймається, що b < а ),r1 = ТА і r2 = TD, то
Відношення
одержало назву ексцентриситет ексцентра. Саме від t: залежить відхилення реального нерівномірного руху планет від рівномірного.
--> ЧИТАТЬ ПОЛНОСТЬЮ <--