Gezegensel konfigürasyonlar, Dünya ve Güneş gezegenlerinin bazı karakteristik ortak konumlarını ifade eder.
Her şeyden önce, gezegenlerin Dünya'dan görünürlüğüne ilişkin koşulların, yörüngeleri Dünya'nın yörüngesi içinde yer alan iç gezegenler (Venüs ve Merkür) ve dış gezegenler (tüm diğerleri) için keskin bir şekilde farklılaştığını not ediyoruz.
İç gezegen Dünya ile Güneş arasında veya Güneş'in arkasında olabilir. Bu tür konumlarda gezegen, Güneş ışınlarının arasında kaybolduğu için görünmez. Bu konumlara gezegen-Güneş kavuşumları denir. Alt kavuşumda gezegen Dünya'ya en yakın konumdadır, üstün kavuşumda ise bizden en uzaktadır (Şekil 26).
Dünya'dan Güneş'e ve iç gezegene doğru olan yönler arasındaki açının hiçbir zaman belirli bir değeri geçmediğini, dar kaldığını görmek kolaydır. Bu sınırlayıcı açıya gezegenin Güneş'ten en büyük uzaklığı denir. Merkür'ün en büyük mesafesi 28°'ye, Venüs ise 48°'ye kadar ulaşır. Bu nedenle iç gezegenler, sabahları gökyüzünün doğu tarafında veya akşamları gökyüzünün batı tarafında, Güneş'in yakınında her zaman görülebilir. Merkür'ün Güneş'e yakınlığı nedeniyle bu nadiren mümkündür. Merkür'ü çıplak gözle görmek için (Şekil 26 ve 27).
Venüs gökyüzünde Güneş'ten daha büyük bir açıyla uzaklaşır ve tüm yıldız ve gezegenlerden daha parlaktır. Gün batımından sonra şafak ışınlarında gökyüzünde daha uzun süre kalır ve arka planında bile net bir şekilde görülebilir. Sabah ışığında da açıkça görülüyor. Gökyüzünün güney kesiminde ve gecenin ortasında ne Merkür ne de Venüs'ün görülemeyeceğini anlamak kolaydır.
Merkür veya Venüs, Dünya ile Güneş arasından geçerek güneş diskine yansıtılırsa, üzerinde küçük siyah daireler halinde görünürler. Merkür ve özellikle Venüs'ün alt kavuşumu sırasında Güneş diski boyunca bu tür geçişler nispeten nadirdir, en sık 7-8 yılda bir gerçekleşir.
Güneş tarafından aydınlatılan iç gezegenin yarım küresi, Dünya'ya göre farklı konumlarda bizim için farklı şekilde görülebilir. Bu nedenle dünyevi gözlemciler için iç gezegenler de Ay gibi evrelerini değiştirir. Güneş ile alt kavuşumda olan gezegenler, ışıksız taraflarıyla bize dönüktür ve görünmezler. Bu pozisyondan biraz uzakta orak şeklindedirler. Gezegenin Güneş'e olan açısal uzaklığı arttıkça gezegenin açısal çapı azalır ve hilalin genişliği büyür. Gezegende Güneş ve Dünya yönleri arasındaki açı 90° olduğunda gezegenin aydınlatılan yarım küresinin tam yarısını görüyoruz. Böyle bir gezegen, üstün kavuşum döneminde gündüz yarım küresiyle tamamen karşımızdadır. Ama sonra içinde kaybolur güneş ışınları ve görünmez.
Dış gezegenler, Merkür ve Venüs gibi, Dünya'ya göre (onunla birlikte) Güneş'in arkasında yer alabilirler ve sonra
Pirinç. 26. Gezegen konfigürasyonları.
aynı zamanda güneş ışınlarında da kaybolurlar, ancak Dünya gezegen ile Güneş arasında olacak şekilde Güneş - Dünya düz çizgisinin devamında da bulunabilirler. Bu konfigürasyona muhalefet denir. Gezegeni gözlemlemek en uygunudur, çünkü şu anda gezegen ilk olarak Dünya'ya en yakın konumdadır, ikinci olarak aydınlatılan yarım küresi ona doğru dönüktür ve üçüncüsü gökyüzünde Güneş'in tersi bir yerde olduğundan, Gezegenin üst doruk noktasında olması gece yarısı civarındadır ve bu nedenle gece yarısından önce ve gece yarısından sonra uzun bir süre boyunca görülebilir.
Belirli bir yıldaki gezegen konfigürasyonlarının anları ve görünürlük koşulları “Okul Astronomik Takvimi”nde verilmektedir.
2. Sinodik dönemler.
Bir gezegenin devriminin sinodik periyodu, aynı konfigürasyonların tekrarları arasında, örneğin iki karşıtlık arasında geçen süredir.
Güneş'e ne kadar yakınsa gezegenler o kadar hızlı hareket eder. Bu nedenle Mars'ın muhalefetinden sonra Dünya onu geçmeye başlayacak. Her geçen gün ondan daha da uzaklaşacaktır. Onu tam bir dönüşle geçtiğinde yeniden bir çatışma yaşanacak. Dış gezegenin sinodik periyodu, Güneş etrafında dönerken Dünya'nın gezegeni 360° geride bıraktığı zaman periyodudur. Dünyanın açısal hızı (gün başına tanımladığı açı), Mars'ın açısal hızıdır; burada bir yıldaki gün sayısıdır, T, gezegenin gün cinsinden ifade edilen yıldız dönüş periyodudur. Gezegenin sinodik periyodu gün cinsinden ise, o zaman bir gün içinde Dünya gezegeni 360° geçecek, yani.
Karşılık gelen sayıları bu formülde yerine koyarsak (Ekteki Tablo V'e bakınız), örneğin Mars'ın sinodik periyodunun 780 gün olduğunu vs. bulabiliriz. Dünya'dan daha hızlı yörüngede dönen iç gezegenler için şunu yapmalıyız: yazmak:
Venüs için sinodik dönem 584 gündür.
Pirinç. 27. Bir gözlemci için Güneş battığında Merkür ve Venüs'ün yörüngelerinin ufka göre konumu (Güneş'e göre farklı konumlardaki gezegenlerin evreleri ve görünür çapları aynı gözlemci konumu için belirtilmiştir).
Gökbilimciler başlangıçta gezegenlerin yıldız dönemlerini bilmiyorlardı, gezegenlerin sinodik dönemleri ise doğrudan gözlemlerle belirleniyordu. Örneğin, gezegenin ardışık karşıtlıkları arasında, yani tam olarak gece yarısı doruğa ulaştığı günler arasında ne kadar zaman geçtiğini kaydettiler. Gözlemlerden sinodik dönemleri S belirledikten sonra, T gezegenlerinin yıldız dönüş dönemlerini hesapladılar. Kepler daha sonra gezegen hareketi yasalarını keşfettiğinde, üçüncü yasayı kullanarak gezegenlerin Güneş'ten göreli mesafelerini belirlemeyi başardı; Çünkü gezegenlerin yıldız dönemleri zaten sinodik dönemlere göre hesaplanıyordu.
1 Jüpiter'in devriminin yıldız dönemi 12 yıldır. Yüzleşmeleri ne kadar süre sonra tekrarlanıyor?
2. Belirli bir gezegenin karşıtlıklarının 2 yıl sonra tekrarlandığı fark edilir. Yörüngesinin yarı ana ekseni nedir?
3. Gezegenin sinodik periyodu 500 gündür. Yörüngesinin yarı ana eksenini belirleyin. (Bu ödevi dikkatlice tekrar okuyun.)
Sinodik devrim dönemi Bir gezegenin (S) aynı adı taşıyan iki ardışık konfigürasyonu arasındaki zaman aralığıdır.
Yıldız veya yıldız devrimi dönemi Bir gezegenin (T)'si, gezegenin kendi yörüngesinde Güneş'in etrafında bir tam devrim yaptığı zaman dilimidir.
Dünyanın devriminin yıldız dönemine yıldız yılı (T☺) denir. Aşağıdaki mantıkla bu üç dönem arasında basit bir matematiksel ilişki kurulabilir. Yörüngedeki günlük açısal hareket, gezegen ve Dünya için eşittir. Gezegenin ve Dünya'nın (veya Dünya ve gezegenin) günlük açısal yer değiştirmeleri arasındaki fark, gezegenin günlük görünür yer değiştirmesidir, yani. Bu nedenle alt gezegenler için
üst gezegenler için
Bu eşitliklere sinodik hareket denklemleri denir.
Yalnızca S gezegenlerinin sinodik dönüş periyotları ve Dünya'nın yıldız dönüş periyodu doğrudan gözlemlerden belirlenebilir; yıldız yılı T ☺. T gezegenlerinin yıldız dönüş periyotları, karşılık gelen sinodik hareket denklemi kullanılarak hesaplanır.
Bir yıldız yılının süresi 365,26... ortalama güneş günüdür.
7.4. Kepler'in yasaları
Kepler, Kopernik'in öğretilerinin bir destekçisiydi ve Danimarkalı gökbilimci Tycho Brahe (1546-1601) tarafından yirmi yıl ve bizzat Kepler tarafından birkaç yıl boyunca yürütülen Mars gözlemlerine dayanarak sistemini geliştirme görevini üstlendi.
Başlangıçta Kepler, gök cisimlerinin yalnızca daireler çizerek hareket edebileceği yönündeki geleneksel inancı paylaşıyordu ve bu nedenle Mars için dairesel bir yörünge bulmaya çalışırken çok zaman harcadı.
Yıllar süren yoğun emek gerektiren hesaplamalardan sonra, hareketlerin daireselliği hakkındaki genel yanlış kanıyı bir kenara bırakan Kepler, şu anda aşağıdaki şekilde formüle edilen üç gezegen hareketi yasasını keşfetti:
1. Tüm gezegenler elips şeklinde hareket eder, odak noktalarından birinde (tüm gezegenler için ortak olan) Güneş vardır.
2. Gezegenin yarıçap vektörü eşit zaman aralıklarında eşit alanları tanımlar.
3. Gezegenlerin Güneş etrafındaki dönüşlerinin yıldız periyotlarının kareleri, eliptik yörüngelerinin yarı büyük eksenlerinin küpleriyle orantılıdır.
Bilindiği gibi, bir elipste, herhangi bir noktasından, AP ekseni üzerinde yer alan ve odaklar adı verilen iki sabit f 1 ve f 2 noktasına olan mesafelerin toplamı, AP ana eksenine eşit sabit bir değerdir (Şekil 27). O'nun elipsin merkezi olduğu PO (veya OA) mesafesine yarı ana eksen adı verilir. 
ve oran elipsin dışmerkezliğidir. İkincisi, elipsin e = 0 olduğu daireden sapmasını karakterize eder.
Gezegenlerin yörüngeleri dairelerden çok az farklıdır; tuhaflıkları küçüktür. Venüs'ün yörüngesi en küçük dışmerkezliğe sahiptir (e = 0,007), en büyük dışmerkezlilik ise Plüton'un yörüngesidir (e = 0,247). Dünyanın yörüngesinin dışmerkezliği e = 0,017'dir.
Kepler'in birinci yasasına göre Güneş, gezegenin eliptik yörüngesinin odak noktalarından birinde yer almaktadır. Şekil 2'ye izin verin. 27 ve bu odak noktası f 1 (C - Güneş) olacaktır. O halde P yörüngesinin Güneş'e en yakın noktasına denir. günberi ve Güneş'e en uzak olan A noktası günöte. AP'nin yörüngesinin ana eksenine ne ad verilir? apsi hattı d ve Güneş ile P gezegenini yörüngesinde bağlayan f 2 P çizgisi gezegenin yarıçap vektörü.
Günberi noktasında gezegenin Güneş'ten uzaklığı
q = a (1 - e), (2.3)
S = a (l + e). (2.4)
Gezegenin Güneş'ten ortalama uzaklığı, yörüngenin yarı ana ekseni olarak alınır.
Kepler'in ikinci yasasına göre gezegenin zaman içindeki yarıçap vektörünün tanımladığı CP 1 P 2 alanı 
t günberi yakınında, aynı anda onun tarafından açıklanan CP 3 P 4 alanına eşit 
t günöteye yakın (Şek. 27, b). P 1 P 2 yayı P 3 P 4 yayından daha büyük olduğundan, sonuç olarak, günberi yakınındaki gezegenin hızı, günöte yakınındakinden daha yüksektir. Başka bir deyişle Güneş etrafındaki hareketi düzensizdir.
Gezegensel hareket yasalarını keşfetme erdemi seçkin Alman bilim adamına aittir. Johannes Kepler(1571-1630). 17. yüzyılın başında. Mars'ın Güneş etrafındaki dönüşünü inceleyen Kepler, gezegen hareketinin üç yasasını oluşturdu.
Kepler'in ilk yasası. Her gezegen bir elips şeklinde döner ve odak noktalarından biri Güneş'tir(Şek. 30).
Elips(bkz. Şekil 30), her noktanın odak adı verilen iki noktaya olan uzaklıklarının toplamının sabit kalması özelliğine sahip düz kapalı bir eğridir. Bu uzaklıkların toplamı elipsin DA ana ekseninin uzunluğuna eşittir. O noktası elipsin merkezi, K ve S odak noktalarıdır. Bu durumda güneş S odak noktasındadır. DO=OA=a elipsin yarı ana eksenidir. Yarı ana eksen, gezegenin Güneş'ten ortalama uzaklığıdır:
A yörüngesinin Güneş'e en yakın noktasına ne ad verilir? günberi ve ondan en uzak D noktası günöte.
Bir elipsin uzama derecesi, dışmerkezliği ile karakterize edilir e. Eksantriklik, odak noktasının merkezden uzaklığının (OK=OS) yarı ana eksen a uzunluğuna oranına eşittir, yani odaklar eliptik nokta ile çakıştığında. merkezde (e=0), elips bir daireye dönüşür.
Gezegenlerin yörüngeleri dairelerden biraz farklı olan elipslerdir; tuhaflıkları küçüktür. Örneğin Dünya'nın yörüngesinin dışmerkezliği e=0,017'dir.
Kepler'in ikinci yasası(alanlar kanunu). Gezegenin yarıçap vektörü eşit zaman aralıklarında eşit alanları tanımlar, yani, eğer yaylar ve gezegen tarafından eşit zaman aralıklarında tanımlanıyorsa, SAH ve SCD alanları eşittir (bkz. Şekil 30). Ancak eşit alanları sınırlayan bu yayların uzunlukları farklıdır: >. Sonuç olarak gezegenin doğrusal hareket hızı, yörüngesinin farklı noktalarında aynı değildir. Bir gezegen Güneş'e ne kadar yakınsa yörüngesinde o kadar hızlı hareket eder. Günberi noktasında gezegenin hızı en yüksek, günöte noktasında ise en düşüktür. Böylece Kepler'in ikinci yasası, bir gezegenin elips boyunca hareketinin hızındaki değişimi ölçer.
Kepler'in üçüncü yasası. Gezegenlerin yıldız periyotlarının kareleri, yörüngelerinin yarı büyük eksenlerinin küpleri ile ilişkilidir.. Bir gezegenin yarı ana yörünge ekseni ve yıldız dönüş periyodu 1, T 1 ile ve diğer gezegenin 2, T 2 ile gösterilirse, üçüncü yasanın formülü aşağıdaki gibi olacaktır: 
Bu Kepler yasası, gezegenlerin Güneş'ten ortalama uzaklıklarını yıldız dönemleriyle birleştirir ve gezegenlerin yıldız dönemleri zaten sinodik dönemlere dayalı olarak hesaplandığından, gezegenlerin Güneş'ten göreceli uzaklıklarını belirlememize olanak tanır. Başka bir deyişle, tüm gezegen yörüngelerinin yarı ana eksenlerini, dünyanın yörüngesinin yarı ana ekseninin birimleri cinsinden ifade etmemizi sağlar.
Dünyanın yörüngesinin yarı ana ekseni astronomik uzaklık birimi olarak alınır (a = 1 AU).
Kilometre cinsinden değeri daha sonra ancak 18. yüzyılda belirlendi.
Sorun çözümü örneği
Görev. Belirli bir gezegenin karşıtlıkları 2 yıl sonra tekrarlanır. Yörüngesinin yarı ana ekseni nedir?
Egzersiz 8
2. Yapay bir Dünya uydusunun yörüngesinin Dünya üzerindeki en yüksek noktası 5000 km ve en alçak noktası 300 km ise yörünge periyodunu belirleyin. Dünyayı 6370 km yarıçaplı bir küre olarak düşünün. Uydunun hareketini Ay'ın dönüşüyle karşılaştırın.
3. Gezegenin sinodik periyodu 500 gündür. Yörüngesinin yarı ana eksenini ve yıldız yörünge periyodunu belirleyin.
12. Güneş sistemindeki cisimlerin mesafelerinin ve büyüklüklerinin belirlenmesi
1. Mesafelerin belirlenmesi
Tüm gezegenlerin Güneş'ten astronomik birimlerdeki ortalama uzaklığı Kepler'in üçüncü yasası kullanılarak hesaplanabilir. Belirledikten sonra Dünyanın Güneş'e ortalama uzaklığı(yani 1 AU değeri) kilometre cinsinden, tüm gezegenlere olan mesafeler bu birimlerde bulunabilir. güneş sistemi.
Yüzyılımızın 40'lı yıllarından bu yana radyo teknolojisi, mesafeleri belirlemeyi mümkün kıldı. gök cisimleri Fizik dersinizden bildiğiniz radar aracılığıyla. Sovyet ve Amerikalı bilim adamları Merkür, Venüs, Mars ve Jüpiter'e olan mesafeleri netleştirmek için radarı kullandılar.
Bir nesneye olan mesafenin, radar sinyalinin seyahat süresiyle nasıl belirlenebileceğini unutmayın.
Mesafeleri belirlemenin klasik yolu gonyometrik geometrik yöntemdi ve öyle olmaya da devam ediyor. Ayrıca radar yönteminin uygulanamadığı uzak yıldızlara olan mesafeleri de belirlerler. Geometrik yöntem fenomene dayanmaktadır. paralaktik yer değiştirme.
Paralaks yer değiştirmesi, gözlemci hareket ettiğinde bir nesnenin yönündeki değişikliktir (Şekil 31).
Dikey kaleme önce bir gözünüzle, sonra diğer gözünüzle bakın. Uzaktaki nesnelerin arka planına karşı konumunu değiştirirken aynı zamanda ona doğru yönün de nasıl değiştiğini göreceksiniz. Kalemi ne kadar uzağa hareket ettirirseniz paralaktik yer değiştirme o kadar az olacaktır. Ancak gözlem noktaları birbirinden ne kadar uzak olursa, yani o kadar fazla olur. temel nesnenin aynı mesafesindeki paralaktik yer değiştirme ne kadar büyük olursa. Örneğimizde temel, gözler arasındaki mesafeydi. Güneş sistemi cisimlerine olan mesafeleri ölçmek için Dünya'nın yarıçapını temel almak uygundur. Ay gibi bir yıldızın konumları, uzak yıldızların arka planında aynı anda iki farklı noktadan gözlemlenir. Aralarındaki mesafe mümkün olduğu kadar büyük olmalı ve bunları bağlayan segment, paralaktik yer değiştirmenin maksimum olması için armatür yönüne mümkün olduğunca düz bir çizgiye yakın bir açı yapmalıdır. A ve B noktalarından gözlemlenen nesnenin yönlerini belirledikten sonra (Şekil 32), Dünya'nın yarıçapına eşit bir parçanın bu nesneden görülebileceği p açısını hesaplamak kolaydır. Bu nedenle gök cisimlerine olan mesafeleri belirlemek için temelin değerini - gezegenimizin yarıçapını - bilmeniz gerekir.
2. Dünyanın Büyüklüğü ve Şekli
Uzaydan çekilen fotoğraflarda Dünya, Güneş tarafından aydınlatılan bir top şeklinde görünür ve Ay ile aynı evreleri gösterir (bkz. Şekil 42 ve 43).
Dünyanın şekli ve büyüklüğü ile ilgili kesin cevap verildi derece ölçümleri, yani Dünya yüzeyinin farklı yerlerinde 1°'lik bir yayın uzunluğunun kilometre cinsinden ölçümü. Bu yöntemin tarihi M.Ö. 3. yüzyıla kadar uzanıyor. e. Mısır'da yaşayan bir Yunan bilim adamı tarafından kullanıldı Eratostenes. Bu yöntem artık kullanılıyor jeodezi- Dünyanın şekli ve eğriliği dikkate alınarak yapılan ölçümlerin bilimi.
Düz arazide, aynı meridyen üzerinde bulunan iki noktayı seçin ve aralarındaki yayın uzunluğunu derece ve kilometre cinsinden belirleyin. Daha sonra 1° yayın uzunluğunun kaç kilometreye karşılık geldiğini hesaplayın. Seçilen noktalar arasındaki meridyen yayının derece cinsinden uzunluğunun bu noktaların coğrafi enlemleri farkına eşit olduğu açıktır: Δφ= = φ 1 - φ 2. Bu yayın uzunluğu kilometre cinsinden ölçülürse l'e eşitse, o zaman Dünya küreselse yayın bir derecesi (1°) kilometre cinsinden uzunluğa karşılık gelecektir: 
Bu durumda dünyanın L meridyeninin kilometre cinsinden çevresi L = 360°n'ye eşittir. Bunu 2π'ye bölerek Dünya'nın yarıçapını elde ederiz.
Arktik Okyanusu'ndan Karadeniz'e kadar olan en büyük meridyen yaylarından biri 19. yüzyılın ortalarında Rusya ve İskandinavya'da ölçülmüştü. liderliğinde V.Ya.(1793-1864), Pulkovo Gözlemevi'nin müdürü. Ülkemizde Büyük Ekim Sosyalist Devrimi'nden sonra büyük jeodezik ölçümler yapıldı.
Derece ölçümleri, 1° meridyen yayının kilometre cinsinden uzunluğunun kutup bölgesinde en fazla (111,7 km), ekvatorda ise en küçük (110,6 km) olduğunu gösterdi. Sonuç olarak, ekvatorda Dünya yüzeyinin eğriliği kutuplara göre daha fazladır, bu da Dünya'nın küre olmadığı anlamına gelir. Dünyanın ekvator yarıçapı kutup yarıçapından 21,4 km daha büyüktür. Bu nedenle Dünya da (diğer gezegenler gibi) dönme nedeniyle kutuplardan sıkıştırılır.
Gezegenimize eşit büyüklükte bir topun yarıçapı 6370 km'dir. Bu değer Dünya'nın yarıçapı olarak kabul edilir.
Egzersiz 9
1. Eğer gökbilimciler coğrafi enlemi 0,1" doğrulukla belirleyebiliyorsa, bu meridyen boyunca kilometre cinsinden maksimum hatanın ne kadarına karşılık gelir?
2. Ekvatorun V yayının uzunluğuna eşit olan deniz milinin uzunluğunu kilometre cinsinden hesaplayın.
3. Paralaks. Astronomik birim değeri
Dünyanın yarıçapının, görüş hattına dik olarak ışıktan görülebildiği açıya yatay paralaks denir..
Yıldıza olan mesafe ne kadar büyük olursa, ρ açısı o kadar küçük olur. Bu açı, A ve B noktalarında bulunan gözlemciler için aydınlatma armatürünün paralaktik yer değiştirmesine eşittir (bkz. Şekil 32), tıpkı C ve B noktalarındaki gözlemciler için ∠CAB gibi (bkz. Şekil 31). ∠CAB'yi eşit ∠DCA ile belirlemek uygundur ve bunlar paralel çizgilerin açıları olarak eşittir (yapı itibariyle DC AB).
Mesafe (bkz. Şekil 32)
burada R, Dünya'nın yarıçapıdır. R'yi bir olarak alarak yıldıza olan mesafeyi dünya yarıçapı cinsinden ifade edebiliriz.
Ay'ın yatay paralaksı 57"'dir. Tüm gezegenler ve Güneş çok daha uzaktadır ve onların paralaksları arksaniyedir. Örneğin Güneş'in paralaksı ρ = 8,8"dir. Güneş'in paralaksına karşılık gelir Dünyanın Güneş'e ortalama uzaklığı yaklaşık 150.000.000 km'dir. Bu mesafe bir astronomik birim (1 AU) olarak alınır. Güneş sistemi gövdeleri arasındaki mesafeler genellikle astronomik birimlerle ölçülür.
Küçük açılarda sinρ≈ρ, eğer ρ açısı radyan cinsinden ifade edilirse. ρ yay saniyesi cinsinden ifade edilirse çarpan eklenir 
burada 206265 bir radyan cinsinden saniye sayısıdır.
Daha sonra 
Bu ilişkileri bilmek, bilinen bir paralaksa olan mesafenin hesaplanmasını kolaylaştırır: 
Sorun çözümü örneği
Görev. Yatay paralaksı 0,9" olduğunda Satürn Dünya'dan ne kadar uzaktadır?
Egzersiz 10
1. Eğer Jüpiter Güneş'e Dünya'dan 5 kat daha uzaksa, Jüpiter'in Dünya'dan bakıldığında gözlemlenen yatay paralaksı nedir?
2. Ay'ın yörüngesinin Dünya'ya en yakın noktasında (perigee) Dünya'dan uzaklığı 363.000 km, en uzak noktasında (apogee) 405.000 km'dir. Bu konumlarda Ay'ın yatay paralaksını belirleyin.
4. Armatür boyutlarının belirlenmesi
Şekil 33'te T, Dünya'nın merkezidir, M, r doğrusal yarıçaplı armatürün merkezidir. Yatay paralaksın tanımı gereği, Dünya'nın R yarıçapı armatürden ρ açısıyla görülebilir. R yıldızının yarıçapı Dünya'dan belirli bir açıyla görülebilir.
O zamandan beri
Açılar ve ρ küçükse, sinüsler açılarla orantılıdır ve şunu yazabiliriz:
Armatürlerin boyutunu belirlemeye yönelik bu yöntem yalnızca armatürün diski görünür olduğunda uygulanabilir.
Yıldıza olan D mesafesini bilerek ve açısal yarıçapını ölçerek, onun doğrusal yarıçapını r: r=Dsin veya açı radyan cinsinden ifade ediliyorsa r=D olarak hesaplayabilirsiniz.
Sorun çözümü örneği
Görev. Ay'ın 400.000 km uzaklıktan yaklaşık 0,5° açıyla görülebilmesine göre Ay'ın doğrusal çapı ne kadardır?
Egzersiz 11
1. Açısal çapları aynı ve yatay paralaksları sırasıyla 8,8" ve 57" olan Güneş, Ay'dan kaç kat daha büyüktür?
2. Plüton'dan bakıldığında Güneş'in açısal çapı nedir?
3. Her insan Güneş'ten kaç kat daha fazla enerji alır? metrekare Merkür'ün yüzeyi Mars'ınkine göre mi? Uygulamalardan gerekli verileri alın.
4. Dünyadaki gözlemci gökyüzünün hangi noktalarında B ve A noktalarında bulunan armatürü görüyor (Şekil 32)?
5. Yörüngelerinin dışmerkezlikleri sırasıyla 0,017 ve 0,093'e eşitse, Güneş'in Dünya'dan ve Mars'tan görülebilen açısal çapı, günberi noktasından günöte noktasına sayısal olarak hangi oranda değişir?
Görev 5
1. ∠DCA (Şek. 31) ve ∠ASC'yi (Şek. 32) bir iletki ile ve tabanların uzunluğunu bir cetvelle ölçün. Sırasıyla CA ve SC mesafelerini hesaplayın ve sonuçları, çizimleri kullanarak doğrudan ölçümle kontrol edin.
2. Şekil 33'teki p ve I açılarını bir iletki ile ölçün ve elde edilen verilere dayanarak gösterilen gövdelerin çaplarının oranını belirleyin.
3. Şekil 34'te gösterilen eliptik yörüngelerde hareket eden yapay uyduların ana eksenlerini bir cetvelle ölçerek ve Dünya'nın yarıçapını 6370 km alarak yörünge periyotlarını belirleyiniz.
