Наклон к эклиптике

Подобное же, но гораздо более значительное действие оказывает Луна. Результат этого. действия, однако, усложняется тем обстоятельством, что плоскость орбиты Луны сама наклонена к эклиптике и, кроме того, точка пересечения плоскости орбиты с плоскостью эклиптики движется непрерывно в обратном направлении. [c.149]

Плоскость экватора Луны сохраняет постоянный наклон к эклиптике. [c.203]

Если движение данного небесного тела происходит по орбите, имеющей малый наклон к эклиптике, то при улучшении элементов эллиптической орбиты часто используют расхождения между наблюденными эклиптической долготой К и эклиптической широтой р. Величины ЛЯ = Х —XW и Лр = pW — где индексом (н) отмечены наблюденные значения координат и индексом (в)—вычисленные, выражают обычно через поправки к следующим элементам орбиты п (среднее угловое движение), е (средняя долгота в орбите в эпоху — см. ч IV, 3.03), п (долгота перигелия), Q (долгота узла), е (эксцентриситет), i (наклон орбиты). Вместо поправки к наклону i рассматривают при [c.281]

Функцию R можно разложить в ряд по элементам орбит Луны и Солнца. В качестве таких элементов орбиты Луны используются эксцентриситет е, долгота перигея л, долгота восходящего узла Q, средняя долгота в орбите К, наклон к эклиптике I [точнее говоря, -sin i или sin (i/2)]. В качестве элементов орбиты Солнца берутся эксцентриситет е, долгота перигея п, средняя долгота в орбите [c.446]

Эти коэффициенты определяются таблицей, дающей полиномиальное представление элементов орбит Й, /, е, т, а, Т, ц всех пяти внешних планет — Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна, Плутона Й, I, е, со, а означают соответственно долготу восходящего узла на эклиптике, наклон к эклиптике, эксцентриситет, аргумент перигелия и большую полуось орбиты планеты, Т — [c.500]

Возможно, как это впервые было показано Лапласом, направить оси так, чтобы две постоянных в уравнении (12) равнялись нулю, в то время как третья равняется Ус + с - -с. Это плоскость максимальной суммы произведений масс на скорости проекций площадей. Ее отношения к первоначальным неподвижным осям определяются постоянными с,, с с и ее положение поэтому всегда одно и то же. Поэтому она была названа Лапласом неизменной плоскостью. В настоящее время неизменная плоскость солнечной системы наклонена к эклиптике приблизительно на 2°, и долгота ее восходящего узла равна приблизительно 286°. Эти цифры несколько неточны вследствие нашего неточного знания масс некоторых планет. [c.239]

Сравнительно с Солнцем Луна очень близка к Земле, и ортогональная составляющая, возникающая от ее притяжения, больше происходящей от притяжения Солнца. Поэтому главное обратное движение происходит у лунной орбиты, которая наклонена к эклиптике приблизительно на 5 9. Так как линия лунных узлов совершает оборот приблизительно в 19 лет, то плоскость, по отношению к которой экватор движется назад, совершает оборот в то же время. Это производит слабое колебание в движении полюса экватора вокруг полюса эклиптики, называемое нутацией. [c.304]

Здесь нам снова приходится столкнуться с двояким значением термина. В астрономии под нутацией понимают не свободное, а вынужденное движением Луны колебание земной оси. Орбита Луны не лежит в плоскости эклиптики, как это допускалось на рис. 45, а наклонена к ней под углом в 5°. Под действием совместного притяжения Солнца и Земли нормаль к лунной орбите описывает конус прецессии вокруг нормали к эклиптике. Эта прецессия означает обратное движение лунных узлов (точек пересечения орбиты Луны с плоскостью эклиптики), которое, однако, происходит гораздо скорее, чем прямое движение земных узлов, а именно в течение 18% лет. Понятно, что и земная ось, со своей стороны, испытывает влияние этих возмущений обратное движение лунных узлов вызывая астрономическую нутацию земной осщ происходящую с тем же периодом. [c.194]

Например, если пренебречь эксцентричностью планетных орбит и их наклоном к плоскости эклиптики, то траектория любой планеты относительно Земли будет эпициклическою. Относительные орбиты имеют петли, похожие на петли в первом j [c.61]

МЕРКУРИЙ — ближайшая к Солнцу большая планета Солнечной системы. Ср. расстояние от Солнца 0,387 а. е. (57,9 млн. км). Эксцентриситет орбиты 0,2056 (расстояние в перигелии 46 млн. км, в афелии 70 млн. км). Наклон плоскости орбиты к эклиптике V. Период обращения М. вокруг Солнца (меркурианский год) 87 сут 23 ч 16 мин. Фигура М. близка к шару с радиусом на экваторе (2440 2) км. Масса М. 3,31 10 кг (0,054 массы Земли). Ср. плотность 5440 кг/м . Ускорение свободного падения на поверхности М. 3,7 м/с . Первая космическая скорость на М. 3 км/с, вторая — 4,3 км/с. Период вращения М. вокруг своей оси равен 58,6461 0,0005 сут. Он соответствует устойчивому режиму, при к-ром период вращения равен /д периода орбитального обращения (58,6462 сут). В этом случае малая ось эллипсоида инерции планеты при прохождении ею перигелия совпадает с направлением на Солнце. Это — вариант резонанса, вызванного действием солнечного притяжения на планету, распределение массы внутри к-рой не является строго концентрическим. Определяемая совокупным действием вращения и обращения по орбите длительность солнечных суток на М, равна трём звёздным меркурианским суткам, или двум меркурианским годам, и составляет 175,92 ср. земных суток. Наклон экватора к плоскости орбиты незначителен (яиЗ°), поэтому сезонные изменения практически отсутствуют. [c.97]

Угловая скорость вращения Земли превышает угловую скорость Луны на орбите. Поэтому из-за трения приливный выступ достигает максимума не в точке на прямой, соединяющей центры Земли и Луны, а в точке, смещенной в направлении вращения Земли. Более того, из-за различия наклонов плоскости земного экватора (23°) и плоскости орбиты Луны (5°) к эклиптике, вращение Земли выносит приливный выступ из плоскости орбиты. Гравитационное взаимодействие Земли и Луны становится асимметричным относительно прямой, соединяющей их центры. В результате возникают моменты сил, действующих на оба тела. Кинетическая энергия вращения Земли переходит в тепло и полную энергию орбитального движения Луны — расстояние между Луной и Землей возрастает. [c.151]

Однако скоро оказалось, что классические методы небесной механики, рассчитанные главным образом на определение движений почти плоских и почти круговых, в ряде случаев оказываются неприменимыми или плохо применимыми в астродинамике, где постоянно возникает необходимость рассматривать движения по сильно наклонным (к плоскости экватора Земли или к плоскости эклиптики) орбитам и по орбитам, обладающим большим эксцентриситетом. [c.358]

Наклонность г орбиты к эклиптике, очевидно, измеряется углом между [c.121]

Известно (1963 г.) свыше 1650 малых планет, орбиты к-рых расположены между орбитами Земли и Юпитера. Орбиты малых планет могут существенно отличаться от орбит больших планет их наклоны к плоскости эклиптики достигают 52°, а эксцентриситеты 0,83. Вследствие больших эксцентриситетов пек-рые малые планеты могут приближаться к Солнцу ближе Меркурия и удаляться от Солнца на расстояние орбиты Сатурна. [c.573]

Рассмотрим теперь рис. 52. На нем 0 означает угол между средним экватором эпохи t = to ж мгновенным экватором, г] — дуга эклиптики эпохи i = Iq между ними, а 8о и е — их наклоны к этой эклиптике А, В, С — вспомогательные дуги, причем [c.312]

Наклон e эклиптики, к экватору должен быть отнесен к системе координат той же эпохи, что и величины г, I, Ь, Rq, Яд, Рд. [c.40]

Для среднего наклона е эклиптики к экватору имеем [c.88]

В целом круговые орбиты, даже очень большие, устойчивы против возмущений, если они слабо наклонены к плоскости эклиптики (или к плоскости орбиты Луны). Это ясно видно на примере орбит Луны и планет. [c.100]

Все большие планеты движутся вокруг Солнца по эллипсам, причем их плоскости движения довольно слабо наклонены к плоскости орбиты Земли (плоскости эклиптики). Наиболее отклонены от плоскости эклиптики орбиты ближайшей к Солнцу и наиболее удаленной от него планет — Меркурия и Плутона. Они же имеют и наибольшие эксцентриситеты. [c.302]

Любопытно, что последняя из указанных орбит очень близка к орбите первой искусственной планеты Луна-1 , запущенной в Советском Союзе 2 января 1959 г., прошедшей 4 января вблизи Луны и 7—8 января пересекшей границу сферы действия Земли. Расстояние станции Луна-1 от Солнца в перигелии равнялось 146 млн. км=0,976 а. е., в афелии 197 млн. км=1,317 а, е., что очень близко к данным орбиты с периодом /4 года. Орбита была почти касательной к орбите Земли, наклон к плоскости эклиптики составлял около Г. Период обращения станции Луна-1 составлял 450 сут и равнялся бы в точности V4 года, если бы год продолжался 360, а не 365,256 сут. Фактически поэтому через 5 лет после запуска расстояние между Луной-1 и Землей должно было составлять де- [c.352]

Вторая сфера, на которой расположена наклонная к эклиптике орбита Луны, участвуя в движении первой, вращается вокруг полюсов эклиптики, чем объясняется отступание узлов лунно1"1 орбиты. Третья сфера, на которой расположена Луна, вращается вокруг полюсов лунной орбиты, участвуя, таким образом, в движении обеих внешних сфер. [c.38]

При выводе формул для возмущений обычно предполагают, что элементы орбит Луны и Солнца постоянны, за исключением долгот узла и перигея, которые рассматриваются как линейные функции времени. Такие предположения обоснованы в случае Солнца. Что касается Луны, то ее эксцентриситет изменяется от 0,045 до 0,065, а наклон к эклиптике — от 4°57 до 5°20, что вносит поправку в долготу Луны в десятых долях градуса. В связи с этим И. Козаи [4] предложил использовать комбинированный численно-аналитический метод для вычисления лунносолнечных возмущений. Короткопериодические возмущения учитываются аналитически, а для получения возмущений долгого периода численно интегрируются уравнения в вариациях для элементов орбиты спутника. При этом координаты Луны и Солнца берутся из Астрономического Ежегодника. [c.238]

Важное значение в теории движения планет имеют так называемые средние элементы эллиптической орбиты, получающиеся, если принять во внимание только их вековые возмущения. В теориях Ньюкома для средних элементов Ь (средняя долгота в орбите), я (долгота перигелия), О (долгота восходящего узла), I (наклон к эклиптике), е (эксцентриситет), л (среднее движение, получаемое из наблюдений, т. е, включающее вековое возмущение средней долготы), а, (большая полуось, находимая по п на основании третьего закона Кеплера), а (большая полуось, освобожденная от влияния упомянутых вековых возмущений) приняты следующие выражения [120] [c.487]

Теория переходов между некруговыми и некомпланарными (не лежаш ими в одной плоскости) орбитами 2), т. е. в условиях, когда заведомо нельзя пользоваться упрош енной моделью планетных орбит, очень сложна. Рассмотрим самый, пожалуй, простой случай эллиптическая орбита астероида лежит в плоскости эклиптики, а орбиту Земли будем считать в точности круговой. Можно доказать, что при этом выгоднее всего осуш ествить встречу в перигелии или афелии астероида при, естественно, определенной угловой дальности, но полет с такой угловой дальностью возможен гораздо реже, чем в синодический период. (Так же редко, как наступление противостояния в одной и той же точке орбиты Земли.) А теперь представим себе, что орбита имеет еш е и сильный наклон к эклиптике .. Несколько большую свободу выбора старта дает применение двигателей малой тяги, позволяющ ее в довольно широких пределах варьировать угловую дальность. [c.430]

ВЕНЁРА — вторая по порядку от Солнца планета Солнечной системы. Ср. расстояние от Солнца 0,7233 а. е, (108,2 лшы. км), эксцентриситет орбиты е=0,0068, наклон плоскости орбиты к эклиптике 3"23,65, Ср. скорость движения В. по орбите 34,99 км/с. Ср. экваториальный радиус поверхности В. 6051,5 км. Наименьшее расстояние В, от Земли 38 млн. км, наибольшее 261 млн. км. Масса В. 4,87-10 кг (0,815 земной), ср. плотность 5240 кг/м , ускорение свободного падения на шаторе 8,76 м/с (0,89 земного). Первая космическая скорость на В. 6,2 км/с, вторая — 10,2 км/с. Отличие фигуры Б. от сферической невелико, центр массы смещён относительно геометрического центра на [c.257]

МАРС — четвёртая по порядку от Солнца большая планета Солнечной системы. Ср. расстояние от Солнца 1,524 а. е. (227,9 млн. км). Эксцентриситет орбиты 0,0934, наклон плоскости орбиты к эклиптике 1° 51 экватор М. наклонён к плоскости его орбиты на 25,2°, что вызывает сезонные изменения на планете. Период обращения М. вокруг Солнца 686,98 сут (сидерический период обращения). Ср. скорость движения на орбите 24,13 км/с. Экваториальный радиус 3394 км, полярный — 3376,4 км, динамич. полярное сжатие яг 1/200. Найдена значит, асимметрия М. вдоль полярной оси уровень поверхности почти во всём южном полушарии лежит на 3—4 км выше, чем в северном. Период вращения М. вокруг своей оси 24 ч 37 мин 22,58 с. Расстояние в перигелии 207 млн. км, в афелии 249 млн. км. Кол-во солнечной энергии, подучаемой М. при наиб, и яаим, расстояниях от Солнца, различается на 20— 30%. Масса М. 6,44-10 кг (0,108 земной), ср. плотность 3950 кг/м , ускорение свободного падения на экваторе 3,76 м/с , первая космическая скорость 3,6 км/с, вторая — 5 км/с. Болометрич. сферич. альбедо 0,20 0,05 ср. эффективная темп-ра поверхности 216 К. [c.48]

УРАН—седьмая по порядку от Солнца большая планета Солнечной системы. Ср. расстояние от Солнца 19,182 а. е. (2870 млн. км), эксцентриситет орбиты 0,0472 наклон плоскости орбиты к эклиптике (см. Координаты астрономические) О " 46,4. Период обращения У. вокруг Солнца 84,014 года. Ср. скорость движения по орбите 6,8 км/с. Радиус У. 25400 км (3,98 земного), сжатие 1/17, масса 8,65 10 кг (14,42 земной), ср. плотн. 1260 кг/м , ускорение свободного падения на экваторе (за вычетом центробежного ускорения, равного 0,6 м/с ) близко к земному (9,8 м/с ), первая космич. скорость на У. 15,6 км/с, вторая — 22 км/с. Период вращения У. вокруг своей оси 17 ч 14,4 мин. Экватор планеты наклонён к плоскости орбиты на 98 , т. е. ось вращения почти совпадает с плоскостью эклиптики, направление вращения обратное. Поскольку орбиты спутников и колец У. лежат почти в его экваториальной плоскости, то вся система У. как бы лежит на боку . Достаточно убедительной теории, объясняющей причину столь необычного расположения, пока не существует. [c.237]

Двия ение планет Евдокс объясняет с помощью четырех сфер. Внешняя сфера, совершающая, как и в случае Луны, одно движение, совпадающее с суточным движением неподвижных звезд, служит для объяснения суточного движения планет. Вторая сфера, участвуя в движении первой, совершает оборот вокруг полюсов эклиптики за время, равное периоду обращения планеты. Вращения третьей и четвертой сфер служат для объяснения прямого и возвратного движений планет. Третье вращение, полюсами которого служат две неподвижные точки на эклиптике, совершается перпендикулярно ей. Плоскость четвертого вращения наклонена к плоскости третьего. В результате этих двух движений траектория планеты [c.38]

Положение объектов в селенографической системе координат свободно от влияния оптической (геометрической) и физической либрации Луны (см. 4.08). При переходе, например, к геоэкваториальной луноцентрической [селенографической) системе координат, получаемой параллельным переносом осей геоцентрической экваториальной системы координат в новое начало — центр масс Луны, в уравнениях движения объекта необходимо учесть физическую либрацию Луны в долготе т, в наклоне лунного экватора к эклиптике > и в долготе восходяш,его узла лунного экватора на эклиптике а разложения компонент физической либрации даны в формулах (1.1.103). [c.75]

Нутация представляет собой часть общего движения полюса, зависящую от периодических движений Луны и Солнца по геоцентрическим орбитам. Явление нутации заключается в периодических колебаниях истинного полюса относительно среднего полюса экватора. Главный член нутации зависит от долготы восходящего узла орбиты Луны и имеет период 6798 суток или 18,6 года. Амплитуда этого члена, равная 9",210, известна как постоянная нутации. Остальные члены нутации зависят от средних долгот и средних аномалий Луны и Солнца и их линейных комбинаций с долготой восходящего узла лунной орбиты. Смещение истинного полюса относительно среднего можно разложить на нутацию в долготе Лт , изменяющую положение точки весны Т, и нутацию в наклоне Ле, изменяющую наклон е эклиптики к экватору. Теория вращения несферичной Земли в поле тяготения Солнца и Луны, разработанная подробно Вулар-дом [34], дает разложения компонент нутации в ряды по косинусам п синусам указанных выше аргументов, позволяющие вычислить нутацию на любой момент времени. [c.91]

С точки зрения исследования Солнца представляет интерес достижение высоких гелиографических широт, т. е. возможно большее отклонение от плоскости солнечного экватора, а не от эклиптики. Но эклиптика уже наклонена к солнечному экватору на угол 7,2°. Поэтому выход из плоскости эклиптики желательно совершить в узле эклиптики — точке пересечения орбиты Земли с плоскостью солнечного экватора, чтобы отклонение орбиты зонда от плоскости эклиптики прибавилось к уже имеющемуся естественному наклону самой эклиптики. Поскольку ось Солнца наклонена в сторону точки осеннего равноденствия, старт должен осуществляться в середине лета или в середине зимы, когда ось Солнца видна сбоку . [c.355]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...