Эклиптика наклонение

Межпланетная пыль [3] образует диск в плоскости эклиптики радиусом около 3 а.е., масса пылинок 10- — 10- г. Полная масса пыли в Солнечной системе 10 — г. Наклонение орбит пылинок к эклиптике не превосходит 30—40°. [c.1205]

Спутники Большая полуось, км Орбитальный период, сут Эксцентриситет Наклонение орбиты к эклиптике, град Масса, Af Радиус, км [c.1206]

Это — точка, которую пересекает планета, когда ее координата z переходит от отрицательных значений к положительным. Другой узел N является нисходящим. Для определения плоскости орбиты задают угол б = xSN, который считается положительным от Sx к Sy и называется долготой восходящего узла, и угол наклонения <р между плоскостью орбиты и плоскостью эклиптики этот угол измеряется углом между перпендикулярами в точке N к прямой SN, из которых один лежит в плоскости эклиптики и направлен в сторону движения Земли, т. е. от Sx к Sy, а другой лежит в плоскости орбиты и направлен в сторону движения планеты (или кометы). После того как плоскость орбиты установлена, надо определить положение и размеры эллипса. Пусть А — перигелий обозначим через ш сумму углов xSN и NSA, причем последний угол отсчитывается от SN в сторону движения угол ш называется долготой перигелия. Угол NSA равен ш — б. Этот угол определяет положение эллипса для определения размеров этого эллипса задают его большую полуось а и его эксцентриситет е. Наконец, для указания закона, по которому планета описывает свою [c.363]

При полете станции в поле лунного тяготения ее траектория отклонилась в сторону Луны, а скорость несколько увеличилась. На расстоянии 1 000 000 км от центра Земли станция вышла из сферы действия гравитационного поля Земли, и ее дальнейшее движение стало определяться полем тяготения Солнца советская станция Луна-1 стала спутником Солнца — первой в мире искусственной планетой солнечной системы. Период обращения ее вокруг Солнца составляет 450 суток. Наклонение ее орбиты к плоскости эклиптики равно 1°, эксцентриситет орбиты определился равным 0,148, минимальное расстояние орбиты от центра Солнца [c.429]

Предположим для определенности, что речь идет о Земле. Допустим, с целью упрощения, что земной шар состоит из ядра, составленного из однородных сферических слоев (как в предыдущем случае), и из экваториального утолщения, образованного однородным слоем, наложенным на ядро. Вследствие большой удаленности от Солнца действие его на добавочный слой почти одинаково во всех точках последнего, и равнодействующую этих отдельных сил можно с большой точностью считать приложенной в центре тяжести О Земли. Движение Земли около ее центра тяжести приводится поэтому с большой точностью к равномерному вращению вокруг ее оси, направление которой, наклоненное к плоскости эклиптики, остается почти неизменным в пространстве. [c.201]

Если принять для определенности за плоскость ху плоскость эклиптики, то <р будет долготой на эклиптике, ф —широтой, /г —долготой узла орбиты и i —ее наклонением. [c.16]

Пусть, наконец, I — наклонение этой плоскости к неподвижной плоскости, которая считается основной и за которую в астрономии обычно принимают плоскость эклиптики (в наших формулах мы примем ее за плоскость координат х, у), и пусть /г—долгота узла, т. е. угол, образуемый линией пересечения обеих этих плоскостей с неподвижной линией, за которую астрономы принимают линию, направленную в точку весеннего равноденствия и которую мы примем за ось ж-ов. [c.47]

Элементы планет достаточно хорошо известны их определили путем наблюдения долгот и широт, а малая величина их эксцентриситетов и их наклонений к плоскости эклиптики во многом облегчила эти определения. [c.52]

Если для большей наглядности предположить, что рассматриваемым телом является Земля, что плоскость аЬ — это плоскость экватора, что ось а проходит через заданный меридиан и, далее, что плоскостью ст) является плоскость эклиптики и что ось с направлена к точке весеннего равноденствия, то ясно, что угол ш будет наклонением эклиптики, угол с) будет долготой осеннего равноденствия, или восходящего узла экватора на эклиптике, а будет расстоянием данного меридиана от этой равноденственной точки. [c.237]

Это доказательство станет еще более убедительным, если мы обратим внимание на то, что в то время как планеты движутся все в плоскостях, мало наклоненных к плоскости эклиптики (т. е. к плоскости земной орбиты), плоскости кометных орбит относи- [c.199]

Эксцентриситет лунной орбиты. . . 0,5449 Наклонение орбиты к эклиптике. ... 5°8 43" [c.978]

Наклонение к эклиптике. град [c.978]

Прецессия, как известно, состоит в том, что ось Земли (фиг. 144), сохраняя свое наклонение к плоскости эклиптики, описывает круговой конус около перпендикуляра к плоскости эклиптики это коническое движение очень медленно, и для полного оборота требуется около 26 ООО лет. [c.232]

Введение сказанного угла g относится лишь до двух первых наших уравнений, в третье же уравнение надо ввести новый угол, который обозначим буквою г, причем легко видеть, что этот угол соответствует тому, который в астрономии называется средним аргументом широты и который получается, если из средней долготы Луны вычтем долготу восходящего узла. Поэтому положим, что третья наша координата содержит главный член г sin г, причем i есть наклонение орбиты Луны к эклиптике, которое, подобно величине JST, должно рассматривать как произвольную постоянную. [c.43]

Это объясняется тем, что земной экватор наклонен на 23°27 к плоскости эклиптики, а лунная орбита — на 5°9 к этой же плоскости, но последняя при этом совершает прецессионное движение с периодом 18,6 года, подобное прецессии орбиты искусственного спутника из-за сжатия Земли. [c.196]

Легче всего проникнуть в районы, отдаленные от плоскости эклиптики, совершив это на окраине Солнечной системы. Для этого достаточно вывести искусственную планету на внешнюю эллиптическую орбиту, наклоненную на небольшой угол к плоскости эклиптики. Даже слабый наклон удалит космический аппарат на больших [c.353]

Запуск с начальной скоростью, равной третьей космической (16,65 км/с), позволяет вывести космический аппарат на круговую орбиту радиуса 1 а. е., наклоненную к плоскости эклиптики на угол 24°. Максимальное расстояние аппарата от Земли (через 3 месяца) составит 60 млн. км. [c.355]

Если космический аппарат уже покинул сферу действия Земли, то поворот плоскости его орбиты может быть успешно осуществлен с помощью малой тяги. Сам выход к границе сферы действия Земли может быть также произведен посредством малой тяги при старте с околоземной орбиты, но может быть для этого использована и химическая ракета. В последнем случае при геоцентрической скорости выхода, равной нулю (Увых= оо=0). малая тяга начнет воздействовать на орбиту, совпадающую с эклиптикой, т. е. уже наклоненную к солнечному экватору на 7,2°. Если ракета-носитель способна обеспечить некоторое значение у , >0, то всегда можно так подобрать направление выхода из сферы действия Земли, чтобы орбита искусственной планеты была круговой радиуса 1 а. е. с некоторым наклоном I к эклиптике, и так подобрать момент старта, чтобы начальный наклон к плоскости солнечного экватора равнялся 0=1+7,2°. [c.355]

Полет ко многим астероидам должен происходить по траекториям, сильно наклоненным к эклиптике, что снижает величину полезной нагрузки. Поэтому часто рассматривается использование солнечных ЭРДУ для полетов к астероидам [4.62, 4.89—4.91], в частности вместе с пролетом мимо Земли [4.70] (ом. 3 гл. 19). Это [c.429]

Меркурий и Плутон, самая ближняя и самая дальняя планеты Солнечной системы, имеют наиболее вытянутые эллиптические орбиты с наибольшими наклонениями к плоскости эклиптики. Поэтому их обычно рассматривают особо. [c.285]

Если бы прецессия отсутствовала, т. е. если бы Р = О, то и наклонение, обусловленное движение.м эклиптики, приближенно давалось бы формулой 9 = а — vt. Отсюда следует, что прецессия должна приводить к небольшим изменениям наклонения. [c.411]

Название Радиус, км Масса, кг Период вращения Орбитальный период, сут Большая полуось орбиты, а. е. Эксцентри- ситет Наклонение орбиты к эклиптике, град [c.1207]

Комета Прохождение перигелия Период, лет Наклонение орбиты к эклиптике, град Эксцентри- ситет Перигелийное расстояние, а. е. Большая полуось, а. е. [c.1207]

Быстро нашелся и единомышленник, столь же разносторонний и романтичный. Это был физик Риттер, изобретатель аккумулятора, гениальный фантазер, автор сумасброднейших идей. В одном из писем Эрстеду Риттер, в частности, высказал такую мысль годы максимальных наклонений эклиптики, по его мнению, соответствовали годам самых крупных открытий в области электричества. Так, 1745 год отмечен изобретением лейденской банки, в 1746 году Вильке изобрел электрофор, в 1782 году появился конденсатор Вольта, а в 1801 году — вольтов столб. Вы можете теперь вычислить,— писал Риттер,— что эпоха новых открытий наступит в [c.124]

Планета Ср. гелиоцентрич. расстояние (большая полуось орбиты), а. е. а S л S Наклонение плоскости орбиты к эклиптике град Сидерический (орбитальный) период обращения (в земных годах) Период вращения (в земных сутках а иля часах й) Эквато- риалй. кый радиус, нм [c.620]

П. обращается вокруг Солнца по сильно вытянутой орбите на ср. гелиоцентрич. расстоянии 39,439 астрономической единицы (а. е.) (5,91.10 км). Одинполпый оборот (сидерич. период обращения) составляет 248,6 земного года, ср. скорость движения по орбите 4,7 км/с. Вследствие большого эксцентриситета орбиты (0,247) планета в перигелии заходит внутрь орбиты Нептуна, однако из-за большого наклонения орбиты П. к плоскости эклиптики (17,1°) мин. расстояние между орбитами остаётся не менее 2,5 а. е. Вследствие же наличия резонансов (соизмеримостей в движении Плутона, Нептуна и Урана, в результате чего их периоды обращения находятся в отношении примерно как 3 2 1) П. не подходит к Нептуну на расстояние, меньшее 16 а. е., в то время как с Ураном может сблннсаться до 10 а. е. [c.639]

Приведем числовые примеры. 1) Для орбиты с наклонением /о = = 23,5° и = О (плоскость орбиты совпадает с плоскостью эклиптики) имеем 5 = О, 6 12°, Минимальное значение/о достигается при к = - 1,03 2 2) Для орбиты с наклонением /о = 75° и = 180° имеем 5о = 98°, = 160°, А = <рм == 360 . Соответствующие функции/о и Go показаны на рис. 4.9. Эти функции имеют бесконечный ряд экстремз мов на плоско( ти параметров (п2, к), что позволяет наилучшим образом выбирать их значения. В частности, при достаточно больших значениях 2 I [c.118]

Приведенные значения начлоиений орбит приблизительны R означает обратное движение по отношению к экваториальной плоскости планэты спутники Урана имеют обратное движение по отношэнию к плоскости эклиптики Е — наклонение к эклиптике Р — наклонение к плоскости экватора планеты В — наклонение к плоскости орбиты планеты [1, 10]. [c.977]

За сутки V может измениться на величину порядка 3°, что в рассматриваемой задаче весьма существенно. Выведем зависимость угла V от времени. Пусть (рис. 94) 0Л5 — плоскость эклиптики, 08 — направление на Солнце, ЕАО — орбита спут1шка, / — наклонение орбиты к плоскости эклиптики, Д — долгота восходящего узла орбиты от точки Весны, / и Д — аналогичные элементы по отношению к экватору, а — долгота Солнца от точки Весны, / — наклон экватора Земли к [c.362]

В свете работ Лидова становится ясно, что расположение боль шинства планет и спутников солнечной системы примерно в одной плоскости — не случайно. Если и были планеты с сильно наклоненными орбитами, то такие планеты давно упали на Солнце. Правда, существуют спутники Урана с орбитами, сильно наклоненными к эклиптике. Лидов показал, что возмущения от сжатия центрального тела — Урана — спасли спутника Урана от гибели. [c.44]

Попытаемся теперь учесть два движения вращение Земли вокруг своей полярной оси и движение Луны вокруг Земли. В результате этих движений система линий действия напряжений (лунные меридианы и параллели), очевидно, будет непрерывно изменять, свое расположение по отношению к системе географических меридианов и параллелей. Луна равномерно вращается вокруг Земли, находясь от нее приблизительно на постоянном удалении D в плоскости, наклоненной под небольшим углом к плоскости эклиптики, в которой Земля обращается вокруг Солнца. Допустим для простоты, что Луна остается на эклиптике. Последняя в любой момент пересекает земной шар по большому кругу, наклоненному к экватору р = 0 под углом б = 23°30, и мы можем, не теряя общности, предположить, что в момент /=0 эта плоскость как раз проходит через точку Ml, над которой стоит Луна (рис. 17.56). Это позволяет изображать начальные положения эклиптики на рис. 17.56 кругом, проведенным пунктирной линией М1Е1М2Е2 в согласии с требованием, чтобы он был наклонен к экватору р = 0 под углом б = 23°30. [c.830]

Эти трудности возникают по большей части от того, что Луне приписывалась движуш аяся по плоскости эклиптики орбита, наклоненная Б ней под изменяюицимся углом, так что для всякого момента времени надо сперва определить пересечение этой орбиты с эклиптикою, т. е. линию узлов, затем наклонность, по нескольким уравнениям, после этого опять-таки по многим уравнениям находится место Луны на ее орбите, и наконец по этому месту приходится определять широту и долготу Луны. [c.217]

I Полет с Земли в диаметрально противоположную точку орбиты ]у1арса (угловая дальность 180°) возможен лишь в том случае, если 6н начинается и кончается на линии узлов. Но рассчитывать на то, ч то в тот момент, когда Земля окажется на линии узлов, конфигурация планет будет подходящей для начала гомановского перелета, значило бы надеяться на чудо. Такой случай слишком редок. Поэтому на практике должны использоваться траектории, наклоненные под сравнительно небольшим углом к плоскости эклиптики, с угловой дальностью меньше 180°. [c.369]

СКИЙ аппарат сначала по траектории, слабо наклоненной к эклиптике и близкой к полуэллипсу, приближается к афелию кометы, где второй импульс переводит движение в новую плоскость (поворот вектора скорости не требует слишком большого импульса из-за малости ее величины). Второй участок траектории (эллиптическое падение) уже близок к орбите кометы. Сближение с ней и выравнивание скоростей происходит где-то вблизи орбиты Земли. Пример аппарат сходит с околоземной орбиты высотой 185 км со скоростью 5,97 км/с 26 февраля 1980 г., чтобы встретиться с кометой Энке через 3,82 года второй и третий импульсы — 3,98 км/с и 0,58 км/с [4.95] 1). [c.436]

Планета Большая полуось, млн км Эксцентриситет (на 197Э 0) Наклонение к эклиптике, град Средняя орбитальная скорость, км/с Сидерический период обращения, годы а и сред сут (I [c.285]

Пуансо (Р о i п S о t) в замечании к своей Статике (Stati s) обратил внимание на тот факт, что плоскость Лапласа не является нстинно неизменной плоскостью. Он отмечает, что момент количеств движения, возникающий в результате вращения Солнца, по крайней мере в 25 раз больше, чем момент, обусловленный движением Земли вокруг Солнца. Это упущение приводит к изменению на несколько минут наклонения неизменной плоскости к эклиптике и на несколько градусов долготы восходящего узла. [c.267]

Если а — большая полуось какой-либо планетной орбиты, е = sin ср — экс-центриситег, я — среднее движение за юлианский год, х — наклонение плоскости орбиты к плоскости ху, скажем, эклиптики, то [c.269]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...