Законы кеплера

Гравитационное взаимодействие проще всего наблюдать на космических объектах, обладающих огромной массой. В окружающей нас повседневности действие гравитации между предметами наблюдать сложно, даже если вес предметов составляет сотни и тысячи килограммов. В микромире силы гравитационного взаимодействия малы настолько, что ими можно пренебречь, потому на первый план выходят другие виды взаимодействий между элементарными частицами и атомами.

Гравитация удерживает живых существ и предметы на поверхности планеты, определяет характер движения планет вокруг Солнца. Именно гравитационное воздействие определяет тот факт, что планеты удерживаются вокруг своих звезд, а спутники не могут уйти в космическое пространство и продолжат движение по орбите вокруг своей планеты.

Закон всемирного тяготения или как его еще называют, теория гравитации, был открыт именно при наблюдении за планетами Солнечной системы.

Если наблюдать за движением небесных тел с Земли, то может показаться, что все эти тела движутся по сложной траектории. Так, например, древний ученый Птолемей, первооткрыватель законов движения планет, поместил Землю в центр вселенной и предположил, что другие планеты и звезды движутся вокруг Земли по большим и малым орбитам.

Рисунок 1.24.1. Условное изображение наблюдаемого движения Марса на фоне неподвижных звезд.

Законы движения планет, установленные Птолемеем никем из исследователей не оспаривалась на протяжении 14 веков и только в середине 16 столетия была заменена Коперником на гелиоцентрическую систему, согласно которой все планеты движутся вокруг Солнца.

На основе гелиоцентрической системы объяснить траектории движения небесных тел стало намного проще. На основании трудов Коперника и наблюдений за движением планет астронома из Дании Браге немецкий астроном Кеплер сформулировал три эмпирических закона движения планет в Солнечной системе.

Первый закон Кеплера

Определение 1

Планеты Солнечной системы движутся по эллиптическим орбитам. В одном из фокусов такой орбиты находится Солнце.

Мы проиллюстрировали первый закон Кеплера рисунком. На нем изображена планета, чья масса меньше массы звезды. Звезда находится в одном из фокусов эллипса, по которому движется планета. Точкой Р мы обозначили ближайшую к звезде траекторию, носящая название перигелия. Точка А – это наиболее удаленная от звезды точка траектории, которая называется афелием. Большая ось эллипса располагается между точками афелии и перигелия.

Рисунок 1.24.2. Эллиптическая орбита планеты массой m<<M. a – длина большой полуоси, F и F’ – фокусы орбиты.

В Солнечной системе все планеты за исключением Плутона движутся по орбитам, которые близки к круговым.

Второй закон Кеплера, или закон площадей

Определение 2

Радиус-вектор планеты описывает в равные промежутки времени равные площади.

Рисунок 1.24.3. Закон площадей – второй закон Кеплера.

Эквивалентом второго закона Кеплера можно считать закон сохранения момента импульса. На рисунке, расположенном выше, изображен вектор импульса тела p→ и составляющие его pr→ и p⊥→. Площадь, заметенная радиус-вектором за малое время Δt, приближенно равна площади треугольника с основанием rΔθ и высотой r:

∆S=12r2∆θ или ∆S∆t=12r2∆θ∆t=12r2ω; (∆t→0).

Здесь ω=∆θ∆t; (∆t→0) – угловая скорость.

Момент импульса L по абсолютной величине равен произведению модулей векторов pr→ и p⊥→:

L=rp⊥=r(mv⊥)=mr2ω так как v⊥=rω.

Из этих отношений следует:

∆S∆t=L2m, ∆t→0

Поэтому, если по второму закону Кеплера ∆S∆t=cons t, то и момент импульса L при движении остается неизменным.

В частности, поскольку скорости планеты в перигелии vP→ и афелии vA→ направлены перпендикулярно радиус-векторам rP→ и rA→ из закона сохранения момента импульса следует:

rPvp=rAuA

Третий закон Кеплера

Определение 3

Квадраты периодов обращения планет относятся как кубы больших полуосей их орбит.

Формула третьего закона Кеплера имеет вид:

T2a3=const или T12a13=T22a23

Точность, с которой третий закон Кеплера выполняется для всех планет, составляющих Солнечную систему, составляет выше 1%.

На рисунке изображены две орбиты, по которым небесные тела движутся вокруг звезды. Одна из орбит круговая с радиусом радиусом R, а другая – эллиптическая с большой полуосью a. Если R = a, то согласно третьему закону Кеплера периоды обращения планет по таким орбитам будут одинаковы.

Рисунок 1.24.4. Круговая и эллиптическая орбиты. При R=a периоды обращения тел по этим орбитам одинаковы.

Рисунок 1.24.5. Модель законов Кеплера.

Законы Кеплера очень долго были правилами, полученными эмпирически на основе наблюдений за движением небесных тел. Для того, чтобы получить возможность опираться на них в создании рабочих теорий, не хватало теоретического обоснования законов.

Таким обоснованием стало открытие закона всемирного тяготения Исааком Ньютоном:

Определение 4

Закон всемирного тяготения:

F=GMmr2,

где M и m – массы Солнца и планеты, r – расстояние между ними, G = 6,67·10–11 Н·м2/кг2 – гравитационная постоянная.

Ньютон был первым из исследователей, кто пришел к выводу о том, что между любыми телами в космосе действуют гравитационные силы, которые и определяют характер движения этих тел. Частным случаем такого взаимодействия является сила тяжести, воздействующая на тела, расположенные на поверхности и вблизи планет.

Для круговых орбит первый и второй закон Кеплера выполняются автоматически, а третий закон утверждает, что T2 ~ R3, где Т – период обращения, R – радиус орбиты. Отсюда можно получить зависимость гравитационной силы от расстояния. При движении планеты по круговой траектории на нее действует сила, которая возникает за счет гравитационного взаимодействия планеты и Солнца:

F~ω2R=2π2RT2.

Если T2 ~ R3, то F~1R2.

Свойство консервативности гравитационных сил позволяет ввести понятие потенциальной энергии. Для сил всемирного тяготения удобно потенциальную энергию отсчитывать от бесконечно удаленной точки.

Определение 5

Потенциальная энергия тела массы m, находящегося на расстоянии r от неподвижного тела массы M, равна работе гравитационных сил при перемещении массы m из данной точки в бесконечность.

Математическая процедура вычисления потенциальной энергии тела в гравитационном поле состоит в суммировании работ на малых перемещениях.

Рисунок 1.24.6. Вычисление потенциальной энергии тела в гравитационном поле.

Закон всемирного тяготения применим не только к точеным массам, но и к сферически симметричным телам. Работа ∆Ai гравитационной силы F→ на малом перемещении ∆si→=∆ri→ есть:

∆Ai=-GMmri2∆ri

Полная работа при перемещении тела массой m из начального положения в бесконечность находится суммированием работ ΔAi на малых перемещениях:

At∞=∑r∞∆Ai

В пределе при Δri→0 эта сумма переходит в интеграл. В результате вычислений для потенциальной энергии получается выражение:

Ep=Ar∞=-GMmr

Знак «минус» указывает на то, что гравитационные силы являются силами притяжения.

Если тело находится в гравитационном поле на некотором расстоянии r от центра тяготения и имеет некоторую скорость v, его полная механическая энергия равна

E=Ek+Ep=mv22-GMmr=const

В соответствии с законом сохранения энергии полная энергия тела в гравитационном поле остается неизменной.

Определение 6

Полная энергия может быть положительной и отрицательной, а также равняться нулю. Знак полной энергии определяет характер движения небесного тела (рис. 1.24.6).

При E=E1< 0 тело не может удалиться от центра притяжения на расстояние r > rmax. В этом случае небесное тело движется по эллиптической орбите (планеты Солнечной системы, кометы).

Рисунок 1.24.7. Диаграмма энергий тела массой m в гравитационном поле, создаваемом сферически симметричным телом массой M и радиусом R.

При E=E2=0 тело может удалиться на бесконечность. Скорость тела на бесконечности будет равна нулю. Тело движется по параболической траектории.

При E=E3>0 движение происходит по гиперболической траектории. Тело удаляется на бесконечность, имея запас кинетической энергии.

Первая и вторая космические скорости

Законы Кеплера применимы не только к движению планет и других небесных тел в Солнечной системе, но и к движению искусственных спутников Земли и космических кораблей. В этом случае центром тяготения является Земля.

Определение 7

Первой космической скоростью называется скорость движения спутника по круговой орбите вблизи поверхности Земли.

mv12R3=GMmR32=gm, отсюда v1=GMR3=gR3=7,9·103 м/с.

Определение 8

Второй космической скоростью называется минимальная скорость, которую нужно сообщить космическому кораблю у поверхности Земли, чтобы он, преодолев земное притяжение, превратился в искусственный спутник Солнца (искусственная планета). При этом корабль будет удаляться от Земли по параболической траектории.

E=mv222-GMmR3=0, отсюда v2=2GMR3=2gR3=11,2·103 м/с.

Мы проиллюстрировали понятие первой и второй космической скорости рисунком. Если скорость космического корабля равна v1=7.9·103 м/с и направлена параллельно поверхности Земли, то корабль будет двигаться по круговой орбите на небольшой высоте над Землей. При начальных скоростях, превышающих v1, но меньших υ2=11,2·103 м/с, орбита корабля будет эллиптической. При начальной скорости v2 корабль будет двигаться по параболе, а при еще большей начальной скорости – по гиперболе.

Рисунок 1.24.8. Космические скорости. Указаны скорости вблизи поверхности Земли. 1: v=v1– круговая траектория; 2: v1<v<v2 – эллиптическая траектория; 3: v=11,1·103 м/с – сильно вытянутый эллипс; 4: v=v2 – параболическая траектория; 5: v>v2 – гиперболическая траектория; 6: траектория Луны.

В начале 17 века немецкий математик и астроном Иоганн Кеплер вывел три закона движения планет в Солнечной системе. Они были выведены на основании наблюдений за небесными телами, сделанных Браге и другими исследователями космического пространства того времени.

Кеплер обратил внимание, что результаты наблюдений Браге расходятся с представлениями о круговой траектории обращения планет вокруг Солнца. Особенно это касалось Марса, чья траектория движения по наблюдения датчанина никак не могла описывать идеальный круг. Браге был очень точен в своих расчетах и сомнений в их правдивости у его последователя не возникло.

Тогда немецкий математик принял орбиты за эллипсы, у каждого из которых есть два фокуса. Это условные точки, выбранные таким образом, что сумма расстояний от них до любой точки эллипса – величина постоянная. При этом для эллиптической орбиты в одном из фокусов находится Солнце.

Форма эллипса вычисляется благодаря отношению фокального расстояния к большой полуоси орбиты. Полученное значение описывает эксцентриситет орбиты. Если он равен нулю – орбита представляет собой идеальную окружность, от нуля до единицы – эллипс различной вытянутости, больше единицы – параболу.

Второй закон Кеплера

Если орбита – это эллипс, то каким образом происходит движение небесного тела по ней? В каких отрезках орбитального пути оно ускоряется и замедляется?

Немецкий ученый обнаружил, что есть взять два любых отрезка орбитального пути, которые планета Солнечной системы проходит за одинаковые промежутки времени, провести от их концов радиус-векторы к центральной звезде, то площади полученных образований будут одинаковы. Это упрощенная формулировка второго закона.

Для того, чтобы постоянство площадей сохранялось, тело должна двигаться в разных точках орбиты с разной скоростью. Так, например, Земля в наибольшем приближении к Солнцу движется быстрее, чем в максимальном удалении от него

Третий закон Кеплера

Третий постулат о движении небесных тел в Солнечной системе как раз касается понятий перигелия и афелия. Если провести между ними условную линию, получится большая ось траектории обращения планеты. Соответственно, половина этого отрезка – большая полуось.

Кеплер на основании наблюдений вывел, что отношение полных оборотов вокруг центральной звезды для двух любых планет системы, возведенных в квадрат, всегда равняется отношению больших полуосей орбитальных путей этих тел, возведенных в куб.

Трудность в доказательстве и принятии трех законов состояла в том, что он вывел их эмпирически. Но в конце 17 века Ньютоном был открыта классическая теория тяготения. Он и помог установить правильность суждений немецкого астронома и описал движение планет по эллипсу вокруг Солнца. Ньютон установил, что кроме массы объекта и его удаления от звезды никакие другие свойства не влияют на гравитационное притяжение.

Также Ньютон внес корректировки и в третий постулат Кеплера. Он открыл, что для соблюдения соотношения необходимо учитывать массу космического объекта. Данная трактовка третьего закона помогает установить массу планеты или спутника, зная величину его орбиты и период обращения.

Законы Иоганна Кеплера помогли установить форму планетарной траектории, вычислить период обращения планет, их скорость и ее изменения по мере приближения и удаления от Солнца. Ученый вывел Землю из ранга особенных астрономических объектов системы и установил, что она подчиняется всем трем законом, как и любая другая планета нашей звездной системы.

§ 51. Третий (уточненный) закон Кеплера

При круговом движении ускорение w = w2r, где угловая скорость , а Т — период обращения по окружности. Следовательно, ускорение

Если рассматривать относительное движение по кругу небесного тела с массой т вокруг центрального тела с массой M, то согласно уравнению (2.17) относительное ускорение

Так как w и wот — одно и то же ускорение, то, приравняв их правые части, получим

(2.23)

Если рассматривать движение небесного тела по эллипсу, то получится соотношение, аналогичное (2.23), только в нем радиус круга r заменится на большую полуось а, а T будет означать период обращения тела по эллипсу. Напишем это соотношение для двух тел, массы которых т1 и т2 , большие полуоси их эллиптических орбит а1 и a2 , а периоды их обращений вокруг их центральных тел с массами М1 и М2 обозначим через T1 и T2 . Тогда

откуда

(2.24)

Это точное выражение третьего закона Кеплера. Если рассматривать движение двух планет вокруг Солнца, т.e. вокруг одного и того же тела (М1 = М2 ), и пренебречь массами планет (т1 » m2 = 0) в сравнении с массой Солнца, то получим формулу (2.7), выведенную Кеплером из наблюдений:

Так как массы планет в сравнении с массой Солнца незначительны, то формула Кеплера достаточно хорошо согласуется с наблюдениями.

Формулы (2.23) и (2.24) играют большую роль в астрономии: они дают возможность определять массы небесных тел (см. § 58).

Законы Иоганна Кеплера — великого философа, астронома и математика

В своё время, Кеплер на основании анализа наблюдений других учёных, Тихо Браге и Коперника, вывел три закона. Которые дают описание гелиоцентрической орбиты планеты. Основу его соотношений составили опыт и эксперименты.

Иоганн Кеплер

Считается, что погрешность кеплеровых законом максимум 1%. Между тем, Кеплер не смог сам научно обосновать свои выводы. Более того, можно сказать, что выдвинул он их интуитивно. Впоследствии данные предположения теоретически доказал Исаак Ньютон. Также в дальнейшем их применение было обоснованно классической механикой.
Бесспорно, работы ученого в значительной мере способствовали пониманию внутренней системы движения космических объектов.

Познавать означает сопоставлять воспринятое извне с внутренними идеями и выносить суждение о том, насколько то и другое совпадает.
Иоган Кеплер

Это эллипсический закон.
В нашей системе планеты осуществляют оборот по эллипсу. К тому же, Солнце находится на одном из фокусов данной кривой.
Форму эллипса и его сходство с окружностью определяют эксцентриситетом. Это выражение сечения конуса в числовой мере. Более того, именно он указывает на степень отклонения от окружности.
Его вычисляют делением промежутка от центра до фокуса эллипса на большую полуось. Если расстояние равно нулю, соответственно эллипс будет являться окружностью.

Первый закон Кеплера

Открытие и использование закона всемирного тяготения в астрономии является доказательством первого закона Кеплера. Закон всемирного тяготения установил то, что каждый объект во Вселенной притягивает другой объект по определённой линии. Которая, помимо всего прочего, соединяет центры их масс. Но в то же время является пропорциональной массе каждого объекта, и обратно пропорциональной квадрату расстояния между этими объектами. Разработал закон всемирного тяготения Ньютон.

Первый закон Кеплера взаимосвязан с ньютоновскими законами.
Во втором законе Ньютон утверждал и доказывал, что ускорение объекта является пропорциональной равнодействующей всех сил. Которые прилагаются к объекту. Кроме того, ускорение также является обратно пропорциональным массе объекта.

Второй кеплеровский закон

По другому, его называют законом площадей. Он сообщает, что каждая планета движется в определённой плоскости. Которая, к тому же, простирается через центр Солнца. Вдобавок радиус-вектор, объединяющий планету и Солнце, заметает собой равные площади за равные промежутки времени.

Второй закон Кеплера

В Солнечной системе планеты движутся вокруг Солнца совсем непостоянно. Например, от самой ближней точки орбиты до главной звезды наблюдается большая скорость, чем от самой дальней точки.
Действительно, мы наблюдаем такое явление в начале года. Видимое движение Солнца проходит быстрее, нежели в другое время. Так как Земля в это время расположена на ближнем пункте орбиты. Кстати, её называют перигелий. А прямо противоположную точку, то есть самую отдаленную-афелий.

Часто называют его название гармоничный закон. Он подразумевает, что период вращения планеты в квадрате вокруг Солнца относится, как куб большой полуоси орбиты планеты.
По правилам силы гравитации, закон Кеплера не совсем точен. Помимо всего прочего, в нём должна учитываться масса планеты.
Гармоничный закон с учётом закона тяготения актуально применять для измерения массы космического объекта. Но только, если установлены их орбиты.

Третий закон Кеплера

Третий закон Кеплера показывает связь между промежутком от планеты до звезды и периодом обращения по орбите.
Проще говоря, чем планета ближе к Солнцу, тем быстрее она крутится.

Применение законов Кеплера

Законы движения планет в астрономии происходят по законам Кеплера. В них учёный даёт объяснение и определение неоднородного перемещения космических тел. Кроме того, благодаря этим законам стало возможным установление положения объектов. Более того, с их помощью можно рассчитать массу тел.
Интересно, что планеты Солнечной системы в большинстве имеют орбиты, приближенные к окружности. Хотя особая выпуклость характерна для Марса и Плутона.

Орбиты планет Солнечной системы

Очевидно, что законы движения планет равносильны правилам движения спутников. Кстати, даже искусственных. То есть то, что мы запускаем в космос движется по этим самым принципам.
Можно сделать вывод, что благодаря обладанию знаний о закономерностях движения, стал возможным запуск космических ракет. А значит, сделан огромный шаг в направлении изучения Вселенной.

Безусловно, Кеплер внёс огромный вклад в астрономию. Его во всех смыслах можно назвать удивительным человеком. В то время, когда он жил никто не представлял Вселенную так, как он. Более того, сам он писал о себе: Этому человеку на роду написано проводить время за решением трудных задач, отпугивающих других.
И ведь действительно, благодаря его труду сформировалась планетарная астрономия. Можно сказать, открылось окно во Вселенную. Где, то что мы видим, мы можем измерить.
Однако, изначально было опубликовано только два закона. Позднее, спустя десять лет, общественности стал доступен третий закон Кеплера.

Астрономия

Разумеется, не все догадки учёных умов верны. Но свой вклад они определённо внесли. Мы уже говорили о том, что за все время изучения астрономии было сделано множество важных открытий. Сегодня, я думаю, мы в очередной раз рассмотрели и убедились в этом.

>Движение планет, законы Кеплера

Движение планет, законы Кеплера

Все планеты Солнечной системы движутся под действием силы притяжения Солнца подобно тому, как Луна и искусственные спутники Земли движутся вокруг Земли. Подобное движение называется центральным. Для него справедливы законы Кеплера.

Движение планет, законы Кеплера

Планеты движутся по эллиптическим траекториям, в одном из фокусов которых находится Солнце.

Строго говоря, Солнце и планеты вращаются вокруг общего центра масс. Но этот центр расположен внутри Солнца, поскольку масса Солнца много больше массы планет.

Отрезок, соединяющий Солнце с планетой, заметает за равные промежутки времени равные площади.

Второй закон Кеплера выводится из закона сохранения углового момента.

Отношение r3/T2 постоянно для всех планетных орбит.

Третий закон Кеплера следует из того, что центростремительная сила должна быть равна силе гравитационного притяжения

Если

r радиус траектории, метр
ω угловая скорость, радиан / секунда
γ гравитационная постоянная, м3/(кг · с2)
mПланеты масса планеты, кг
mСолнца масса Солнца, кг
T период обращения, секунда

то

\{m_{Солнца} · m_{планеты} }{r^2} \]

отсюда следует

\{4π^2 r}{T^2} = γ \frac{m_{Солнца}}{r^2} \]

и

\{r^3}{T^2} = γ \frac{m_{Солнца}}{4π^2} \]

В выражение, стоящее справа, входят только постоянные величины; оно равно 3,36 • 10-18 м3/с2.

При удалении от Солнца скорость движения планет уменьшается, а при приближении – увеличивается (следствие второго закона Кеплера).

Эти же законы описывают движение искусственных тел вокруг Солнца, искусственных спутников Земли и спутников других планет.

Справочные данные по Солнечной системе.

В помощь студенту

стр. 459

Физические условия на Луне. Луна практически ли­шена атмосферы. Если допустить, что в прошлом у Луны была атмосфера, то легко понять, почему ее нет сейчас. Дело в том, что сравнительно небольшие (по массе) небес­ные тела (подобные Луне) не могут длительное время удер­живать атмосферу. Уже при скорости 2,38 км/с (вторая кос­мическая скорость для Луны) молекулы газа способны по­кинуть Луну.

На поверхности Луны нет воды. Испарение воды образова­ло бы вокруг Луны газовую оболочку, которая быстро бы рассеялась. Однако, в конце 90-х гг. в результате полетов АМС «Клементина» было сделано предположение о том, что под поверхностным слоем пород некоторых кратеров сущест­вуют немалые запасы льда.

На небе Луны видны те же самые созвездия, что и на небе Земли. Из-за отсутствия атмосферы яркие звезды и планеты видны на Луне и днем. Поэтому космонавты могут ориентироваться на Луне по звездам и днем и ночью. Ори­ентировка по звездам приобретает на Луне особое значение, так как там магнитный компас бесполезен. (Луна не имеет магнитного поля, подобного земному.)

Меркурий и Венеру можно наблюдать с Луны даже в непосредственной близости от Солнца. Эффектное украшение неба Луны — наша Земля (рис. 31). Диск Земли примерно в 3,5 раза больше солнечного диска.

Рис. 31. Земля на небе Луны.

На протяжении лунного дня, длящегося около двух зем­ных недель, поверхность Луны сильно нагревается, а затем охлаждается в ночное время (ночь на Луне тоже длится почти две земные недели). Отсутствие атмосферы на Луне приводит к резким колебаниям температуры в течение лун­ных суток. В районе «подсолнечной» точки, т. е. там, где Солнце днем находится в зените, температура превышает 400 К (+130 °С). На противоположной стороне Луны вблизи «антисолнечной» точки поверхность Луны охлаждается почти до 100 К (-170 °С). Значит, на протяжении одних лунных суток (29,5 земных суток) температура изменяется на 300 К. Резкие колебания температуры, происходящие на Луне, относятся только к ее поверхности. Уже на глубине в несколько десятков сантиметров температура в течение лун­ных суток практически не изменяется. Это объясняется плохой теплопроводностью лунного грунта, который не успевает ни прогреться днем, ни охладиться ночью.

Вы знаете, что Луна сейчас обращена к Земле одной стороной. Так было не всегда. Миллиарды лет назад Луна была ближе к Земле, чем сейчас, а периоды вращения Земли и обращения вокруг нее Луны составляли лишь не­сколько часов. На нынешнем этапе эволюции системы «Земля — Луна» период вращения Луны совпал с периодом ее обращения. Это привело к двум важным следствиям. Во-первых, продолжительность солнечных суток на Луне равна синодическому месяцу (день и ночь на Луне длятся почти по две земные недели). Во-вторых, к Земле Луна всегда об­ращена одним полушарием (мы с Земли видим всегда одну и ту же сторону Луны).

Рис. 32. Видимая с Земли сторона Луны (вид в телескоп).

Поверхность Луны. Даже невооруженным глазом на Луне видны обширные темные участки (моря) и светлые (материки). Более подробно их можно рассмотреть в школьный телескоп (рис. 32). Несмотря на то, что в лунных морях нет ни капли воды, в науке сохранилась прежняя система наименований, предложенная еще в XVII в. В отли­чие от морей (сравнительно ровных участков лунной поверх­ности, покрытых темным веществом), материки представ­ляют собой гористые районы.

На обращенной к Земле стороне Луны материки зани­мают около 70%, а моря — 30% территории видимого с Земли полушария Луны.

Характерная особенность лунного рельефа — кольцевые структуры (кратеры). Только на видимой стороне кра­теров диаметром более1 кмпримерно 300 000. Среди них есть такие, диаметры которых превышают200 км. Большин­ство крупных лунных кратеров имеют ровное дно, в центре которого возвышается горка.

Многие лунные моря окаймлены протяженными горными хребтами. Хребты получили названия земных горных цепей (Кавказ, Альпы, Пиренеи и др.).

В полнолуние в небольшой телескоп (призменный би­нокль) хорошо видны Океан Бурь, Море Дождей, Море Яс­ности, а также кратеры (Тихо, Коперник, Кеплер), от которых расходятся протяженные лучевые системы. Когда Луна находится в других фазах, то вблизи границы освещенной и неосвещенной частей поверхности Луны (та­кая граница называется терминатором) кратеры вы­деляются особенно рельефно (рис. 33).

Рис. 33. Вид кратеров в школьный телескоп.

В отличие от продолжающихся несколько столетий теле­скопических исследований видимой стороны Луны, исследо­вание обратной ее стороны началось, когда впервые в исто­рии науки обратная сторона Луны была сфотографирована автоматической станцией «Луна-3» 7 октября1959 г. При­мерно через 6 лет (июль1965 г.) другая наша автоматиче­ская межпланетная станция (АМС) «Зонд-3», выведенная на гелиоцентрическую орбиту, передала новые фотографии. При этом удалось сфотографировать почти все области обратной стороны Луны, которые не попали в поле зрения фототеле­визионных устройств «Луны-3». Полученные снимки позволили составить карты и атласы обратной стороны Луны, лунные глобусы и полные карты, охватывающие почти всю поверхность Луны.

На невидимом с Земли полушарии Луны преобладают материки. Средний диаметр крупного моря — Моря Москвы — достигает460 км. Много на обратной стороне Луны и кратеров (им присвоены имена выдающих­ся деятелей науки — Ломоносов, Джордано Бруно, Циолковский, Жолио-Кюри и др.) Нередко кратеры образуют длинные цепочки, тянущиеся на сотни километров. Там находится и самый большой кратер. Его диаметр около 2500 км(!), а глубина12 км. Скорее всего, это самый боль­шой кратер в Солнечной системе.

Большинство мелких и средних лунных кратеров образо­валось в результате падения метеоритов, которые, достигая поверхности Луны, обладают такой кинетической энергией, что при ударе происходит взрыв. Метеорит разрушается, дробится; лунный грунт разлетается в разные стороны от места взрыва. Так образуются первичные кратеры. Чем их больше на данном участке лунной поверхности, тем больше возраст этого участка. Выброшенные при образовании пер­вичных кратеров большие камни могут, падая на поверх­ность Луны, создавать вторичные кратеры. Возможно, что из таких вторичных кратеров состоят лучевые системы, ко­торые хорошо видны в полнолуние у некоторых крупных молодых кратеров. Образование крупных кратеров, веро­ятно, связано и с бурной вулканической деятельностью, ха­рактерной для далекого прошлого Луны.

Лунные породы. Благодаря мягким посадкам автома­тических станций на Луну, а затем и полетам на Луну аме­риканскихастронавтов стали известны механические свой­ства лунного грунта и его химический состав. На Луне не оказалось толстого слоя пыли, которого когда-то опасались многие конструкторы лунников, но пыль на Луне есть. Она темно-серого цвета и по внешнему виду напоминает цемент.

Образцы лунных пород внешне похожи на земные извер­женные базальты. В состав их входят хорошо известные на Земле химические элементы (Si, Al, Fe, Ca, Mg и др.). Но в лунных породах больше, чем в земных, содержится туго­плавких элементов (Ti, Zr, Сг и др.) и меньше — легкоплав­ких (РЬ, К, Na и др.). Химический состав различных участ­ков поверхности Луны неодинаков.

В поверхностном слое Луны (реголите) содержатся осколки магматических пород, шлакообразные частицы с оплавленными гранями. Многие образцы как бы обработаны песком. Их вид свидетельствует о том, что они длительное время подвергались своеобразной эрозии (ударам мелких ме­теоритов и обработке потоками частиц, непрерывно исходя­щими от Солнца).

Из-за отсутствия воды минералов на Луне значительно меньше, чем на Земле. Микроорганизмов на Луне не обнаружено.

Лунные породы относятся к очень древним — их возраст составляет примерно 4 млрд. лет, причем самыми «моло­дыми» (несколько более 3 млрд. лет) оказались образцы, до­ставленные из морских районов. На Луне давно завершилась эпоха активного вулка­низма. С течением времени уменьшалась и интенсивность метеоритной бомбардировки лунной поверхности. Благодаря этому на протяжении последних 2—3 млрд. лет вид Луны практически не изменялся. А на Земле, как вы знаете из курса географии, под воздействием воды и воздуха древний рельеф не мог сохраниться. Сравнение лунного и современ­ного земного рельефа помогает воссоздать условия, в кото­рых на Земле формировались запасы полезных ископаемых. Это необходимо знать для разработки научных основ поиска полезных ископаемых.

Еще и сейчас происходят лунотрясения (напоми­нающие слабые землетрясения). Они зарегистрированы сейсмографами, установленными на Луне астронавтами. Данные этих приборов позволили исследовать внутреннее строение Луны, выделив кору(толщиной около 60 км), мантию (до 1000 км) и ядро (его радиус около750 км).

природа луны.ppt

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *