Музыка сфер. Астрономия и математика - Рос Роза Мария - Страница 11

Элементы орбит планет, или кеплеровы элементы, первым определил Иоганн Кеплер. Он же начал применять их для изучения движения планет вокруг Солнца.

Созданные им методы вычислений позднее легли в основу расчётов Ньютона, Гаусса, Лапласа и Ольберса. Хотя далее мы подробно расскажем об элементах орбит планет, в действительности они используются при изучении орбит любых небесных тел, будь то планеты, астероиды, кометы, искусственные спутники и любые другие тела, имеющие массу.

Элементы орбиты планеты — это шесть величин, позволяющие в точности определить орбиту движения планеты вокруг Солнца, которое находится в одном из фокусов этой орбиты. Первые три элемента — это так называемые эйлеровы углы, с помощью которых задаются положения планеты в пространстве. Три остальных элемента описывают форму орбиты и положение планеты на ней. Эти шесть элементов орбиты таковы: долгота восходящего узла Ω, наклонение i, аргумент перицентра ω, большая полуось a, эксцентриситет e и средняя аномалия M₀. Рассмотрим подробнее три последние величины, которые определяют форму и размер эллиптической орбиты и положение планеты на ней.

Большая полуось орбиты a — это половина большой оси эллипса. Ближайшая к Солнцу точка пересечения большой полуоси с орбитой называется перигелием, наиболее удалённая от Солнца — афелием (см. рисунок). Таким образом, расстояние между перигелием и афелием равно удвоенной большой полуоси эллипса.

Определить размер эллипса можно и другим способом: для этого нужно заменить большую полуось на период вращения, то есть время, за которое планета совершает полный оборот вокруг Солнца. Любая из этих двух величин даёт нам представление о размерах орбиты.

Орбита планеты имеет форму эллипса. На схеме отмечены большая полуось, половина фокального расстояния, афелий и перигелий. В фокусе эллипса находится Солнце. Эксцентриситет рассчитывается по формуле e=c/а.

Эксцентриситет эллипса e указывает, насколько вытянут эллипс. Эксцентриситет определяется как половина расстояния между фокусами c, разделённая на длину большей полуоси эллипса a, то есть e=c/a. Если бы орбита планеты имела форму окружности, оба фокуса совпали бы в её центре, расстояние между фокусами было бы равно нулю, следовательно, эксцентриситет также равнялся бы нулю.

Если эксцентриситет орбиты очень мал и практически равен нулю, орбита по форме близка к окружности — именно такую форму имеют орбиты большинства планет.

Эксцентриситет эллипса всегда меньше 1, так как половина фокального расстояния всегда меньше большой полуоси.

Когда эксцентриситет равен 1, эллипс приобретает форму параболы — незамкнутой кривой — и не описывает орбиту какой-либо из планет. Если рассматривать орбиты комет, то их эксцентриситет может быть даже больше 1 — в этом случае орбита будет иметь форму гиперболы. В подобных случаях кометы приближаются к Солнцу лишь однажды, после чего, пройдя через перигелий, больше никогда не возвращаются в Солнечную систему. Такие кометы выглядят намного эффектнее, чем кометы, движущиеся по эллиптическим орбитам: последние периодически приближаются к Солнцу и при каждом прохождении мимо него теряют часть своей массы, пока не будут уничтожены совсем. Определить положение небесного тела на орбите можно в момент, когда она проходит через перигелий.

Теперь расскажем о трёх других элементах орбиты. Наклонение i указывает угол между плоскостью эклиптики и плоскостью орбиты рассматриваемой планеты. Линия пересечения этих плоскостей называется линией узлов. На рисунке, где плоскость эклиптики изображена как горизонтальная плоскость, планета при движении по орбите проходит через восходящий узел (после прохождения этой точки планета «восходит» над плоскостью эклиптики), затем — через нисходящий узел. Чтобы окончательно определить положение орбиты относительно эклиптики, недостаёт ещё одного угла — долготы восходящего узла (Ω). Это угол, откладываемый от точки весеннего равноденствия (γ) до восходящего узла против часовой стрелки.

Наконец, чтобы определить расположение орбиты на плоскости, используется третий эйлеров угол — аргумент перицентра ω. Это угол, откладываемый от восходящего узла до перигелия против часовой стрелки.

Эллиптическая орбита планеты. На схеме отмечены наклонение i, долгота восходящего узла Ω и аргумент перицентра ω.

Эти элементы орбиты используются для вычисления орбит небесных тел Солнечной системы и при расчётах траекторий искусственных спутников. Эти элементы возникли при решении задачи двух тел без внешних возмущений. С учётом этих возмущений траектория будет представлять собой последовательность конических сечений, имеющих с ней общий фокус. В этом случае орбита будет касательной к этой последовательности конических сечений.

Элементы орбит реальных объектов со временем изменяются. Основной причиной является действие силы тяжести близлежащих тел Солнечной системы. К примеру, орбиты комет могут отклоняться в результате выброса газа, под влиянием электромагнитного излучения или электромагнитных сил. Изменение элементов орбиты искусственных спутников может быть вызвано неидеальной формой Земли или силой трения с верхними слоями атмосферы. Существует множество компьютерных программ, позволяющих следить за искусственными спутниками Земли, однако чтобы получить точные координаты, нужно непрерывно вводить новые значения элементов орбит, иначе уже через месяц результаты расчётов могут потерять всякую точность.

Считается, что Солнечная система сформировалась примерно 4,5 млрд лет назад. Из облака газа и межзвёздной пыли образовались центральная звезда и диск вокруг неё. В этом диске из мелких частиц стали постепенно формироваться более крупные тела, планетезимали, затем — протопланеты и, наконец, планеты. Возможно, этот же процесс произошёл во многих других уголках Вселенной.

Число известных планет за пределами Солнечной системы исчисляется сотнями.

Большинство из них принадлежат к планетным системам, состоящим из нескольких планет. Такие планеты называются экзопланетами. Как правило, все они имеют большие размеры (намного больше, чем Юпитер — крупнейшая планета Солнечной системы), поэтому массы таких планет часто сравнивают с массой Юпитера (1,9∙10²⁷кг). Лишь некоторые из них по размерам сопоставимы с Землёй, однако эта точка зрения может объясняться и несовершенством наших оптических инструментов.

Принцип обозначения экзопланет прост: после названия звезды указывается строчная буква, начиная с «b» (например, 51 Пегаса b). Следующие планеты обозначаются следующими буквами алфавита: c, d, e, f… (51 Пегаса c, 51 Пегаса d, 51 Пегаса e, 51 Пегаса f и так далее).

Первая экзопланета, обнаруженная непосредственно в результате наблюдений, — 2М1207 b. Её масса в 3,3 раза превышает массу Юпитера. Она вращается на расстоянии в 55 а.е. от своей центральной звезды — коричневого карлика. Вокруг центральной звезды располагается пылевой диск, в котором можно видеть, как образуются планеты.

В таблице представлены некоторые планетные системы, насчитывающие несколько планет.