Fizyka i Chemia

Fizyka i Chemia Ziemi

T.J. Jopek

jopek@amu.edu.pl IOA UAM

Ruch geocentryczny i heliocentryczny planet

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 1

Układ Planetarny - klasyfikacja

1. Planety grupy ziemskiej:

Merkury Wenus Ziemia Mars

2. Planety olbrzymy:

Jowisz Saturn Uran Neptun

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 3

Układ Planetarny - klasyfikacja

1. Planety dolne:

Merkury Wenus

2. Planety górne:

Mars Jowisz Saturn Uran Neptun

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 4

Wenus i Jowisz poranne „gwiazdy

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 5

Ruch Marsa obserwowany z powierzchni Ziemi

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 6

Astronomia w starożytnej Grecji

W VI w. PC w starożytnej Grecji konstruowano modele kosmologiczne w oparciu o osiągnięcia fizyki i astronomii.

Powstały spekulatywne teorie próbujące wyjaśnić fizyczną naturę świata i ciał niebieskich.

Ich autorzy koncentrowali się na wskazaniu arche,

materialnej przyczyny leżącej u podstaw obserwowanej rzeczywistości. Byli to m.in.:

 Tales z Miletu (ok. 625–ok. 547 PC.),

 Anaksymander (ok. 610–ok. 545 PC),

 Pitagoras (ok. 572–ok. 497 PC),

 Platon (ok. 427–374 PC).

 Arystoteles (384–322 PC)

Pitagorasowi, przypuszczalnie, zawdzięczamy termin

“kosmos”, oznaczający racjonalny porządek we wszechświecie.

Platonowi przypisuje się sformułowanie programu, który utrwalił sferyczny model kosmosu. Miał on bowiem zażądać, by obserwowane zachowanie planet było opisywane tylko za pomocą ruchów kołowych i jednostajnych.

7

Astronomia w starożytnej Grecji

Pierwsze spójne rozwiązanie problemu ruchu ciał niebieskich podał Eudoksos. Ziemia znajdowała się w środku współśrodkowych sfer.

Każda planeta była unoszona przez jedną lub kilka sfer, wirujących ze stałą prędkością wokół Ziemi. Sfery obracały się wokół osi mających różne bieguny i były ze sobą połączone, tak że ruch sfery zewnętrznej przenosił się na sferę wewnętrzną.

Eudoksos z Knidos

(400-347 PC)

Opisu ruchu Księżyca wymagał 3 sfer .

8

Model Eudoksosa przyjął Arystoteles rozbudowując go z 26 do 55 sfer. Swoje pomysły uzasadniał fizyką pięciu pierwiastków. W świecie podksiężycowym wszystko było zbudowane z ziemi, wody, powietrza i ognia, podlegając nieustannym procesom powstawania i ginięcia.

Natomiast obszar położony poza sferą Księżyca i

ciągnący się przez sfery pozostałych planet aż po sferę gwiazd tworzył piąty element, eter, którego własnością był wieczny ruch kołowy i jednostajny.

Arystoteles

(384–322 PC)

Według Arystotelesa sferyczny kosmos zamknięty wirującą powłoką gwiazd był całym wszechświatem istniejącym wiecznie.

Zwolennicy Platona przyjmowali, że kosmos został stworzony.

Stoicy uznawali obecność przestrzeni, w której kosmos pozostawał zawieszony.

Sferyczny kosmos z fizyką Arystotelesa stał się kosmologicznym

paradygmetem, który został zastąpiony dopiero przez model Układu Planetarnego Kopernika.

9

Kosmos sferyczny Arystotelesa

10

5 pierwiastków:

-Ziemia -Woda

-Powietrze -Ogień

-Eter

Model Eudoksosa przyjął Arystoteles rozbudowując go z 26 do 55 sfer. Swoje pomysły uzasadniał fizyką pięciu pierwiastków. W świecie podksiężycowym wszystko było zbudowane z ziemi, wody, powietrza i ognia, podlegając nieustannym procesom powstawania i ginięcia.

Natomiast obszar położony poza sferą Księżyca i

ciągnący się przez sfery pozostałych planet aż po sferę gwiazd tworzył piąty element, eter, którego własnością był wieczny ruch kołowy i jednostajny.

Arystoteles

(384–322 PC)

Według Arystotelesa sferyczny kosmos zamknięty wirującą powłoką gwiazd był całym wszechświatem istniejącym wiecznie.

Zwolennicy Platona przyjmowali, że kosmos został stworzony.

Stoicy uznawali obecność przestrzeni, w której kosmos pozostawał zawieszony.

Sferyczny kosmos z fizyką Arystotelesa stał się kosmologicznym

paradygmetem, który został zastąpiony dopiero przez model Układu Planetarnego Kopernika.

11

Ruch roczny Słońca i planet – zmienna szybkość kątowa

Wiosna 92.75 dni Lato 93.65 dni Jesień 89.85 dni Zima 88.99 dni

<V>=29.78 km/s

12

Greckie modele Wszechświata

Apollonios wprowadził dwa geometryczne modele planetarnych orbit z nieruchomą Ziemią.

W pierwszym, planeta znajduje się na końcu promienia, obracającego się ze stała szybkością.

Ale całe koło: środek C, promień i planeta obiegają

w ciągu roku nieruchomą Ziemią, nie leżącą w centrum ruchu.

Apollonios z Perge

( ~262– ~190 PC)

W drugim modelu Ziemia leży w środku dużego koła (deferentu), po deferencie porusza się jednostajnie,

małe koło (epicykl), po którym jednostajnie porusza się

planeta.

13

Greckie modele Wszechświata

Klaudiusz Ptolemeusz

(~100 - ~168 AD)

W swoim dziele „Almagest”

podał pełny model

geometryczny i związane z nim tabele, pozwalające przewidywać położenia Słońca, Księżyca i planet na dowolny moment czasu.

Almagest z IX w. przechowywany w Bibliotece Watykańskiej

14

Greckie modele Wszechświata

Do rozwiązań Apolloniosa Ptolemeusz wprowadził ulepszenie:

- środek epicyklu poruszał się po deferencie ze zmienną prędkością,

- ale, prędkość ta pozostawała niezmienna względem

punktu Q - ekwantu.

Dzieło Ptolemeusza stanowi

szczyt dokonań astronomii starożytnej.

15

Ruch planet i Słońca wg Ptolemeusza

Epicykle i deferenty dla Słońca S

i dwóch planet P, P’.

16

Układ Planetarny wg. Ptolemeusza (Wersja uproszczona) Okres

obiegu 1 rok

Okres obiegu 1 rok

17

Astronomowie arabscy

 rozwinęli aparat pojęciowy i matematyczny :

zenit, nadir,

nazewnictwo gwiazd,

trygonometria sferyczna,

 przed astronomami kładzie pewne zadania islam,

 nie stworzyli nowej kosmologii,

 przetłumaczyli Almagest …

18

Odrodzenie nauki o wszechświecie w średniowiecznej Europie Zachodniej wiązało się z przyswajaniem od XII w. arabskich

przekładów autorów greckich (również Ptolemeusza) i oryginalnych dzieł uczonych islamu.

W ten sposób w Europie upowszechniły się również wątpliwości co do związku matematycznych modeli z Almagestu z rzeczywistością.

Odrodzenie astronomii europejskiej

Na podstawie przekładu pracy Al-Farghaniego Johannes de

Sacrobosco (Jan z Holywood) napisał na początku XIII w. Traktat o sferze, popularyzujący w czterech księgach podstawy astronomii Ptolemeusza.

W drugiej połowie XIII w. pod protektoratem Alfonsa X Mądrego, króla Kastylii i Leonu, powstały Tablice alfonsyńskie, które zgodnie z modelami Ptolemeusza podawały sposoby obliczania położeń planet.

19

W około 1474 r. wydano Nową teorię planet Georga Peurbacha .

Dzieło to zawierało skrót astronomii

Ptolemeusza i jego arabskich krytyków, oraz szczegółowy opis kosmologicznych modeli w postaci materialnych sfer.

Podręcznik Peurbacha był wielokrotnie wznawiany aż do XVII w.

Znaczący postęp w astronomii europejskiej przyniósł XV w.

Istotną rolę odegrały tu ośrodki: wiedeńsko-norymberski i krakowski.

Z pierwszym z nich związane są nazwiska dwóch uczonych:

Georga Peurbacha i Johannesa Müllera (Regiomontanusa).

Odrodzenie astronomii europejskiej

Georg Peurbach

(1423–1461)

Johannes Müller (Regiomontanus) Biskup katolicki

(1436–1476)

20

Nowożytne modele Wszechświata

Mikołaj Kopernik (1473- 1543)

Kopia rękopisu dzieła Kopernika ₂₁

Dedykowane papieżowi Pawłowi III, wzbudziło zainteresowanie hierarchów Kościoła..

Protestanci Luter i Melanchton odrzucili dzieło Kopernika natychmiast.

...ruchy i zjawiska... planet i ich sfer da się wyjaśnić, jeżeli się je odniesie do ruchów Ziemi. I nie wątpię, że utalentowani i uczeni matematycy zgodzą się zupełnie ze mną, pod warunkiem, że dopełnią tego, czego przede wszystkim wymaga ta nauka,

tj. zechcą nie powierzchownie, ale do głębi poznać i przemyśleć to wszystko,

co ja na dowód mych twierdzeń w tym dziele podaję.

„O obrotach sfer niebieskich”, przedmowa.

22

Zalety koncepcji Kopernika – prostota

Wyjaśnia ruch dobowy gwiazd

Jeśli Ziemia wiruje wokół własnej osi przechodzącej przez oba bieguny, to w ten sposób można wyjaśnić obserwowany obrót całej sfery niebieskiej w czasie 24 godzin.

Wyjaśnia ruch planet na sferze (pętle)

Obserwowany ruch planet na sferze jest wynikiem złożenia dwóch czynników – ruchu planety i ruchu Ziemi.

23

Ilustracja powstawania obserwowanego toru Marsa

System heliocentryczny

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 24

Dowód hipotezy ruchu rocznego Ziemi

Ruch roczny gwiazd.

Jeśli Ziemia obiega po orbicie kołowej nieruchome Słońce, to powinniśmy obserwować pozorne ruchy roczne gwiazd, po torach będącymi

niewielkimi: okręgami, elipsami, odcinkami.

Chodzi o tzw. zjawisko paralaksy rocznej. odkryte dopiero w latach 1838-39 przez Bessela, Struvego i Hendersona.

Uwaga! „Obroty…” Kopernika zdjęto z indeksu w roku 1835.

25

Precyzja obserwacji Tycho Brahego wynosiła 15-35’’ !!

Ponieważ nie zaobserwował paralaksy rocznej gwiazd, Tycho odniósł się

z rezerwą do pomysłów Kopernika

Tycho Brahe (^1546-1601)

Układ planetarny według Tycho Brahego

Geocentryczny model Tycho Brahego

26

Zjawisko faz planety Wenus

System Ptolemeusza

System Kopernika Wenus widoczna

w kształcie sierpu wąskiego

Wenus widoczna w kształcie sierpu

„garbatego”

27

Precyzja obserwacji Tycho Brahego wynosiła 15-35’’ !!

Ponieważ nie zaobserwował paralaksy rocznej gwiazd, Tycho odniósł się

z rezerwą do pomysłów Kopernika

Tycho Brahe (^1546-1601)

Układ planetarny według Tycho Brahego

Geocentryczny model Tycho Brahego

28

Konfiguracje planet

Kwadratura - tylko planety górne.

Może być wschodnia i zachodnia Np. S – E – J2 kwadr. zachodnia S – E – J5 kwadr. wschodnia

Niedawna kwadratura zachodnia Jowisza miała miejsce 2011.08.01

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 29

Konfiguracje planet

Koniunkcja

Może być dolna i górna

Np. S – V1 – E koniunkcja dolna V3 – S – E koniunkcja górna J3 – S – E koniunkcja górna

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 30

Konfiguracje planet

Opozycja - tylko planety górne.

Ułożenie planet w jednej linii Np. S – E – J1

Gdy planeta jest w opozycji to mamy bardzo dogodne warunki do jej obserwacji.

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 31

Opozycje Marsa

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 32

Konfiguracje planet

Elongacja planety - kąt S-E-Planeta S – E – V2 maksymalna elongacja Wenus,

S – E – J4 elongacja Jowisza Dla planet górnych elongacje wynoszą od 0 do 180.

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 33

Maksymalna elongacja i względne rozmiary orbit planet

W momencie maksymalnej elongacji

z prostokątnego ΔSVE mamy natychmiast

) sin(VES SE

SV 

Jeśli SE=1 odległość Ziemi od Słońca to w jednostkach promienia orbity Ziemi

) sin(VES SV 

SV – odległość np. Wenus od Słońca

34

Okresy obiegu planet – syderyczny i synodyczny

Okres syderyczny T_Z – czas trwania jednego obiegu orbity planety, względem odległych gwiazd.

35

Okresy obiegu planet – syderyczny i synodyczny

Okres syderyczny T_W – czas trwania jednego obiegu orbity planety, względem odległych gwiazd.

36

Okresy obiegu planet – syderyczny i synodyczny

Okres synodyczny S – czas, po którym powtarza się dana konfiguracja planet, np. dwie kolejne koniunkcje.

37

Okresy obiegu planet – syderyczny i synodyczny

Okres synodyczny S – czas, po którym powtarza się dana konfiguracja planet, np. dwie kolejne koniunkcje..

38

MuPad

Okresy obiegu planet – syderyczny i synodyczny

Rozważamy ruch kołowy współpłaszczyznowy

T₁, T₂ - okresy syderyczne planet P₁, P₂

Szybkości kątowe ruchu kołowego

360 ;

360 ;

2 2

1

1

n T

n  T 

Ponieważ T₁ < T₂

(1)

39

stąd n₁ > n₂

Okresy obiegu planet – syderyczny i synodyczny

Skoro n₁ > n₂, to promień wodzący

SP₁ wyprzedza promień SP₂

doba n

n ) / (



Tempo

wyprzedzania

Promień SP₁ dogoni promień SP₂ po dokonaniu obrotu o 360 stopni, licząc od promienia SP₂ .

Co potrwa przez okres czasu S - do wystąpienia kolejnej koniunkcji planet P’₁, P’₂.

Rozważamy ruch kołowy współpłaszczyznowy

40

Okresy obiegu planet – syderyczny i synodyczny

Promień SP₁ dogoni SP₂ po czasie S, czyli mamy, że

1 1 1

360 360 360

360 )

(

2 1

2 1

2 1

 



 



 



 



 



 









T S T

T S T

n n

S

Rozważamy ruch kołowy współpłaszczyznowy

Stąd

2 1

1 1

1

T T

S  

stosując (1)

41

Okresy obiegu planet – syderyczny i synodyczny

Przykład. Obserwowano dwie kolejne koniunkcje Wenus z Ziemią.

Różnica dat ich wystąpienia dała S=583.9 [doba].

Ile wynosi okres obiegu orbitalnego Wenus?

Rozwiązanie. Okres gwiazdowy Ziemi T_Z=365.25 [doba].

A ze wzoru (2) dla planety dolnej mamy:

25 . 365

1 1

9 . 583

1  

T

25 . 365

1 9

. 583

1

1  

T

[doba]

7 .

 224 T

42

2 1

1 1

1

T T

S  

Heliocentryczny Układ Planetarny – orbity eliptyczne

Johan Kepler (1571-1630)‏

Johanes Kepler

(1571-1630)

I, II prawo Keplera

3

...

2 2 2 3

1 2

1

 

a T a

T

III prawo Keplera

43

44

Grawitacja -

przyczyna ruchu planet

Izaak Newton

(1643-1727)

"Grawitacja wyjaśnia ruch planet, ale nie jest w stanie wyjaśnić,

kto umieścił planety w ruchu. Bóg rządzi wszystkimi rzeczami i wie wszystko o tym, co może być zrobione (I. Newton)".

F a  

 m 

r

G  Mm



F 

Ruch ciał w układzie Słonecznym

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 45

Do opisu ruchu wykorzystujemy :

 prawa dynamiki Newtona ,

 wzór na siłę (oddziaływanie) grawitacyjne.

 0 F 

1. prędkość ciała nie może

ulec zmianie

a m

F  _Wyp 





2.

działająca na ciało

siła wypadkowa masa poruszającego się ciała

przyspieszenie ciała

Ruch ciał w układzie Słonecznym

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 46

Do opisu ruchu stosujemy :

 prawa dynamiki Newtona (1,2,3),

 wzór (4) na siłę (oddziaływanie) grawitacyjne

21

12 F

F  





3.

r r

m G m

F  

 



 3

2 1

4.

12

m₂

m₁

F21

F12

r

Ruch barycentryczny

V_p

Planeta, m_p

r_p

V_S r_S

Słońce, M_S barycentrum

Ruch okresowy o okresie T

2013-01-24 48

Barycentryczny ruch Słońca

Ruch Słońca jest wynikiem grawitacyjnego oddziaływania Słońca z planetami …

© NASA JPL

Barycentryczne przemieszczenia

środka masy Słońca w okresie 30 lat,

„obserwowane” z odległości 33 lat świetlnych.

Barycentryczny kołowy ruch planety i Słońca:

2 2

r

m m

r G

m





2 2

r

m m

r G

m





T

  ² 

D D

m a F  

r a

 



S P

r r

r  

II zasada dynamiki Newtona

G – stała grawitacji, m_S - masa Słońca, m_P - masa planety.

Rozważamy barycentryczny kołowy ruch planety i Słońca:

2 2

r

m m

r G

m





2 2

r

m m

r G

m





T

  ² 

D D

m a F  

r a

 



S P

r r

r  

II zasada dynamiki Newtona

2 2

r m r

 G



2 2

r m r

 G

 +

   

2 2

r

m m

r G

r







 

Barycentryczny kołowy ruch planety i Słońca:

Równanie ruchu względnego

   

2 2

r

m m

r G

r







 

T

  ² 

 ^m

^m

 ^Gm

T G

r  r   

2 3 2 3

2

4 



G P

r r

r  

III prawo Keplera

Ruch kołowy planety względem Słońca:

Kołowy ruch barycentryczny w niezmiennej płaszczyźnie – ruch płaski

Płaski ruch heliocentryczny (względny) Słońce

Planeta

Ruch kołowy jest przypadkiem szczególnym ruchu po elipsie

Słońce Planeta

V 

V 

r  r 

Ruch kołowy Ruch eliptyczny

const const



 V r

 const 

const



 V

r





2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 55

Orbita eliptyczna: rozmiary i kształt

S – ognisko elipsy (Słońce) C – środek elipsy

P – peryhelium A - aphelium

a=CA - półoś wielka b=CB – półoś mała

q=PS – odległość peryhelium

2 2

1 a b AC

e  SC   , mimośród

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 56

Orbita eliptyczna: orientacja w przestrzeni

Ω – długość węzł a wstępującego ω – argument peryhelium

i – nachylenie płaszczyzny orbity

Węzeł wstępujący Węzeł zstępujący

Płaszczyzna i kierunek odniesienia

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 57

Prawa Keplera

I prawo. Orbity planet są elipsami.

Słońce znajduje się we wspólnym ognisku tych elips.

II prawo. W równych odstępach czasu promień wodzący planety zakreśla równe powierzchnie.

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 58

Prawa Keplera, cd

III prawo. Stosunek trzeciej potęgi półosi orbity planety

do kwadratu okresu obiegu jej orbity jest (w przybliżeniu) wielkością stałą.

 ^{m m}  ^{G m const}

G T

a

S P

S

  



2 3

4

4  

G – stała grawitacji, m_S - masa Słońca, m_P - masa planety.

Sept 15, 2003 Astronomy 100 Fall 2003

I prawo Keplera – dodatek A

Prosty sposób wykreślenia elipsy

Sept 15, 2003 Astronomy 100 Fall 2003

I prawo Keplera – dodatek B

Ogólnie orbity ciał niebieskich nazywamy krzywymi stożkowymi,

czyli krzywymi powstałymi w wyniku przecięcia stożka płaszczyznami^.

Koniec

2013-01-24 T.J.Jopek, Fizyka i chemia Ziemi 61