Значения масс больших планет

Значения масс больших планет [c.185]

В работах Лаборатории реактивного движения (США) приняты значения экваториальных радиусов и масс больших планет (и Солнца), приведенные в табл. 26. [c.189]

Доказанная теорема имеет весьма большое значение для небесной механики. Действительно, пусть рассматриваемая система материальных точек представляет Солнце (масса Шо) и девять больших планет (s=l, 2,. . ., 9). [c.684]

Главное назначение эфемерид Солнца, Луны и больших планет, публикуемых в астрономических ежегодниках, состоит в том, что они составляют основу сравнения соответствующих теорий движения с наблюдениями. С точностью до ограничений, налагаемых методами, положенными в основу разработки теории движения, эфемеридные положения планет систематически отличаются от действительных их положений из-за ошибок параметров теории (числовых значений астрономических постоянных, элементов орбит и масс планет). Точность вычисления эфемерид такова, что случайные ошибки округления на различных этапах вычислительной работы пренебрежимо малы по сравнению со случайными ошибками наблюдений. [c.140]

Решение этих уравнений при конкретных значениях масс и больших полуосей орбит планет имеет чисто тригонометрическую форму [c.504]

Значения большой полуоси а в тыс. км и сидерического периода Р в средних солнечных сутках заимствованы из [137]. Значения эксцентриситета е и наклона к экватору центральной планеты —из [140], значения масс т с вероятными ошибками в долях массы центральной планеты — из [134]. Звездочкой отмечены спутники, обладающие обратным движением. [c.509]

Для исследования движения КА в Солнечной системе ограниченная задача имеет большое значение, так как планеты расположены приблизительно в одной плоскости - в плоскости эклиптики, а движение Ю, как правило, так же происходит в плоскости эклиптики. В некоторых случаях, при соответствующих значениях массы и скорости тел, можно получить решение в конечном виде. [c.111]

Эти же значения масс были приняты и при численном интегрировании уравнений движения больших планет. [c.82]

Неизменяемая плоскость. Солнечная система может быть принята за изолированную механическую систему. Можно считать, что на точки этой системы действуют только внутренние силы и поэтому кинетический момент солнечной системы остается постоянным по величине и направлению. Зная скорость, массу и положение каждой планеты, Лаплас, принимая планеты за материальные точки, вычислил кинетический момент о солнечной системы и определил положение плоскости, перпендикулярной к этому вектору Ч Эта плоскость имеет большое значение в астрономии. Ее называют неизменяемой плоскостью Лапласа. [c.330]

При выборе траекторий полета к другим планетам и для решения многих других задач космонавтики такая точность совершенно недостаточна. Существует другая система основных единиц — так называемая астрономическая система единиц, в которой удается найти константу тяготения со значительно большей точностью — с девятью-десятью верными значащими цифрами. В этой системе за единицу длины принимается среднее расстояние от центра Земли до центра Солнца за единицу массы — масса Солнца за единицу времени — средние солнечные сутки. Для вычисления константы тяготения можно воспользоваться третьим законом Кеплера. Константу тяготения / в астрономической системе единиц обычно обозначают через к — константа Гаусса). Для нахождения константы к Гаусс воспользовался известным ему значением периода обращения Земли вокруг Солнца Т з = 1 год = 365,2563835 средних солнечных суток и известным в его время значением для отношения массы Земли к массе Солнца [c.84]

В Системе астрономических постоянных MA 1964 г. временно приняты старые значения масс больших планет, определенные Хиллом и Ньюкомом. Однако исследования последних лет дают разнообразные новые значения, основанные на анализе траекторных измерений при полетах космических зондов, а также на обработке наблюдений малых планет и спутников. Эти значения частично приведены в табл. 22. [c.185]

Уделяя серьезное внимание развитию ракетных и самолетных двигательных систем, Цандер разработал конструкции и провел испытания жидкостных реактивных двигателей ОР-2 и 10 с применением двигателя 10 25 ноября 1933 г. был осуществлен запуск второй советской ракеты ГИРД-Х (см. стр. 419). Столь же большое внимание уделялось Цандером теоретическим разработкам. Так, в 1924—1927 гг. он выполнил два исследования — Полеты на другие планеты (теория межпланетных путешествий) и Расчет полета межпланетного корабля в атмосфере Земли (спуск) . Опубликованные посмертно в 1961 г., они наряду с рассмотрением других проблем содержат определение величины и направления добавочной скорости, которую нужно сообщить межпланетному кораблю, движущемуся вокруг Земли по орбите искусственного спутника, чтобы достигнуть планеты Марс. В этих же работах впервые была поставлена и проанализирована задача корректирования траектории центра масс космического корабля при приближении к планете, являющейся целью полета, и даны таблицы (расписания) полетов с Земли на Марс, не утратившие своего значения до нашего времени [8]. [c.415]

Механика тел переменной массы имеет большое значение для правильного описания движения планет, и особенно Луны. Этот вопрос был поставлен в астрономической литературе в 1866 г., когда возникла необходимость более строгого и точного объяснения векового ускорения долготы Луны . Вековое ускорение долготы Луны, представляющее характерную особенность ее видимого движения, было открыто в конце XVII в. Эдмундом Галлеем (Англия). Сравнивая прежние наблюдения Луны с собственными наблюдениями и наблюдениями его современников, он нашел, что имеет место уменьшение периода обращения Луны вокруг Земли. Уменьшение периода обращения Луны, т. е. увеличение средней скорости ее движения по орбите, численно характеризуется наличием касательного ускорения. Влияние касательного ускорения при движении Луны на положение ее на орбите растет пропорционально квадрату времени, и, таким образом, его можно сравнительно легко обнаружить по истечении больших промежутков времени. [c.109]

Устойчивость солнечной системы. Говоря об эволюции движения гравитирующих тел, невозможно не упомянуть о блестящих достижениях А. Н. Колмогорова и В. И. Арнольда [15], [16] по теории динамических систем. С помощью этих, весьма общих, результатов останавливаться на которых здесь не место, Арнольду удалось доказать следующее нусть отношения масс планет к массе центрального тела достаточно малы пусть малы эксцентриситеты орбит и их на-клонносги. Тогда эксцентриситеты и наклонности вечно останутся малыми, а большие полуоси орбит вечно останутся вблизи своих начальных значений. Это верно для почти всех начальных условий. (Однако существует множество малой меры начальных условий, при которых такой устойчивости может и не быть). [c.44]

Механика тел переменной массы имеет большое значение для правильного описания движения планет, и особенно Луны. Вопрос о более точном (по сравнению с решением Л. Эйлера) изучении движения Луны был поставлен в астрономической литературе в 1866 г. , когда возникла необходимость объяснить расхождение данных наблюдений и вычислений векового ускорения долготы Луны. Вековое ускорение долготы Луны, представляющее характерную особенность ее видимого движения, было открыто в конце XVII в. Эдмундом Галлеем (Англия). Сравнивая собственные наблюдения Луны и наблюдения своих современников с более ранними, Галлей обнаружил уменьшение периода [c.6]

МОЖНО было бы все вычислить заранее. При интегрировании уравнений движения этого сделать нельзя, так как интегрируемая функция может быть определена только после того, как станет известным значение интеграла, причем от шага к шагу необходимо переходить путем экстраполяции с последовательными приближениями на каждом шаге. На любом этапе вычислений таблица значений вторых сумм экстраполируется на одпн шаг в предположении, что разности некоторого порядка (обычно вблизи шестого) постоянны. Затем вычисляется соответствующее значение у и проверяется, дает ли оно экстраполированное значение / если нет, то это значение исправляется. Чтобы иллюстрировать этот процесс, мы проинтегрируем уравнения движепия некоторой гипотетической планеты с пренебрежимо малой массой, которая движется по орбите только под действием притяжения Солнца от перигелия к афелию. Известно, что эта орбита является эллипсом. Пусть большая палуось эллипса равна 2 а. е., а эксцентриситет равен 0,2. Примем плоскость орбиты за плоскость отсчета ху и направим ось X в перигелий. Уравнения движения имеют вид [c.136]

Круговая скорость на расстоянии от Солнца, соответствующем радиусу орбиты Юпитера, равна 2,76 а. е./год. Поэтому скорость освобождения (на таком расстоянии) из Солнечной системы равна УсУ2 (т. е. 3,90 а. е./год). Из (11.103) видно, что столкновение приводит к тому, что космический корабль выходит из сферы влияния Юпитера в направлении, почти противоположном направлению входа, а его скорость после выхода, будучи сложенной с орбитальной скоростью Юпитера, превышает скорость освобождения из Солнечной системы. Эффект может быть еще большим, если включить в перицентре (юпитерианском) двигатель, увеличив таким образом гиперболический избыток скорости (см. разд. 11.4.1). Таким образом, мы видим, что использование массы планеты в качестве ускорителя имеет практическое значение. [c.378]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...