Закони руху планет

обумовлюють їх видимість на небосхилі. Усі планети світяться відбитим сонячним

промінням, тому краще видно ту планету, яка знаходиться ближче до Землі, за умови, якщо до нас повернена її денна, освітлена Сонцем півкуля.

Сонця.

коли Земля буде знаходитися на одній прямій між Марсом та

Сонцем. У протистоянні яскравість планети найбільша, тому що до Землі повернена вся її денна півкуля

від Сонця напрямку

ніж Земля, тому в протистоянні вони не бувають.

їх не видно, бо до нас повернена нічна півкуля планети

(рис., положення В4). Така конфігурація називається нижнім сполученням з Сонцем.

між нею та Землею знаходиться Сонце.

які називаються елонгаціями.

зліва від Сонця ввечері (B1).

від Сонця в східній частині небосхилу (В2).

Це час, протягом якого планета, рухаючись по орбіті, робить повний

оберт навколо Сонця.
Синодичний період обертання визначає рух тіл відносно Землі і Сонця. Це проміжок часу, через який спостерігаються одні й ті самі послідовні конфігурації планети.

а потім було доведено, що й інші планети теж мають

витягнуті орбіти.

Сонце знаходиться в одному з фокусів цих еліпсів

не залишається сталою і змінюється у межах rmax≥ r

≥ rmin .

перигелієм (від грец. peri — поблизу, helios — Сонце), а

точка, де планета знаходиться на найбільшій відстані від Сонця (точка В), — афелієм (від грец. аро — вдалині).

дорівнює великій осі АВ еліпса: rmax+ rmin = 2a.

Велика піввісь земної орбіти (ОА або OB) називається астрономічною одиницею,
а = 1 а. о. = 149,6 • 106 км.

— 147 млн. км

Земля в афелії 4 липня найдальше від

Сонця — 152 млн. км

кожної орбіти знаходиться центр відповідної планети.

площі.

з часом змінюється не тільки відстань планети від Сонця, але

і її лінійна швидкість.

найменша, а найменшу швидкість — в афелії, коли відстань найбільша.

Найбільшу

швидкість Земля має взимку:
Vmax = 30,38 км/с

Найменшу швидкість Земля має влітку:
V min= 29,36 км/с

як куби великих півосей їх орбіт:

Кеплера не досить точно описують рух планет навколо Сонця, бо

у Всесвіті існує фундаментальний закон всесвітнього тяжіння, який не тільки зумовлює рух планет у Сонячній системі, але й визначає взаємодію зір у Галактиці.

закон так:
Будь-які два тіла масами М і m притягуються із

силою, величина якої пропорційна добутку їхніх мас, та обернено пропорційна квадрату відстані між ними

точок. Якщо тіло має сферичну форму і густина всередині розподілена

симетрично відносно центра, то масу такого тіла можна вважати за матеріальну точку, яка розміщується в центрі сфери.

бо закони Кеплера справедливі тільки для двох тіл, які обертаються

навколо спільного центра мас. Відомо, що у Сонячній системі обертаються навколо Сонця 9 великих планет та безліч малих тіл, тому кожну планету притягує не тільки Сонце — одночасно притягаються між собою всі ці тіла. У результаті такої взаємодії різних за величиною і напрямком сил рух кожної планети стає досить складним, і його називають збуреним. Орбіта, по якій рухається при збуреному русі планета, не буде еліпсом.

невідомої планети, яку у 1846 р. виявили у розрахунковому місці

та назвали Нептуном.

одиницях можна використати третій закон Кеплера, але для цього треба

визначити геометричним методом відстань від Землі до будь-якої планети. Припустімо, що потрібно виміряти відстань L від центра Землі О до світила S. За базис приймають радіус Землі Rq і вимірюють кут ASO = p,який називають горизонтальним паралаксом світила, бо одна сторона прямокутного трикутника — катет AS, є горизонтом для точки А (рис. 4.11). Горизонтальний паралакс (від грец.— зміщення) світила — це кут, під яким було б видно перпендикулярний до променя зору радіус Землі, якби сам спостерігач перебував на цьому світилі. З прямокутного трикутника OAS визначаємо гіпотенузу OS:
 
    

 
 

можуть виміряти кут р з поверхні Землі, не літаючи в космос?

Для того щоб визначити горизонтальний паралакс світила S, потрібно двом спостерігачам одночасно з точок А і В виміряти небесні координати (пряме сходження та схилення) цього світила (див. §2). Ці координати, які вимірюють одночасно з двох точок — А і В, трохи відрізнятимуться. На основі цієї різниці координат визначають величину горизонтального паралакса.

буде значення паралакса. Наприклад, найбільший горизонтальний паралакс має Місяць, коли

він перебуває найближче до Землі: р = 1°01'. Горизонтальний паралакс планет набагато менший, і він не залишається сталим, бо відстані між Землею та планетами змінюються. Серед планет найбільший паралакс має Венера — 31", а найменший паралакс 0,21" — Нептун. Для порівняння можна привести приклад, що під кутом 1" видно літеру «О» у цій книзі з відстані 100 м — такі крихітні кути змушені вимірювати астрономи для визначення горизонтальних паралаксів тіл у Сонячній системі.