07第七节地球公转.ppt
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1、第七节 地球的公转 一、地球公转及其证明 二、地球公转的规律性 三、地球公转的后果,地球运动的认识过程 地心说的产生 生活在地球上的人们,无法直接感觉地球的运动。然而,人们却能直接观察到日月星辰绕地球旋转的现象。因此,就很容易误认为地球位居宇宙中心静止不动,于是地心说应运而生由柏拉图(公元前427公元前347年)提出, 他的门生欧多克斯和亚里士多德极力倡导 托勒密(90-168年)在2世纪中叶加以系统化 便形成一个完整的地心体系。在政教合一的欧洲,这一理论将近统治了1500年。,毕达哥拉斯 Pythagoras (ca 560ca 480 BC),一个和谐而有规律的体系,天文学首先是追求宇宙的
2、和谐,而不是狭义地去拟合观测。,柏拉图 Plato (428348 BC),同心球模型,月、日、水、金、火、木、土,柏拉图的蒂迈欧Timaeus,柏拉图的论证,宇宙的本质是和谐的,和谐的体系是绝对完美的,绝对完美的轨道是圆形,天体都按照圆形轨道绕地球运行,日心说的提出 波兰天文学家哥白尼(1473-1543年),总结分析了前人学说及其观测资料,在1505年提出日心说的理论,并用了大半生时间去验证修改和补充日心说说的理论。 在他的弟子雷提卡斯的协助下,于其临终前(1543年)公开发表了日心说巨著天体运行论。哥白尼在他的著作中明确指出:地球是运动的,它只是一颗既有自转运动而又环绕太阳作公转运动的普
3、通行星。,“天旋”是由于“地转”。我们可以通过 几何方法证明“天比地大,其大无比” 如果让庞大无比的天穹,在24小时内绕 小小的地球旋转一周,那是令人不可思议的。,节选自哥白尼的天体运行论:,有什么证据可以 证实地球是在 不停转动而 不是静止的?,讨论与交流,地球自转的证明: 落体偏东 地球形状 傅科摆 地球公转证明?,我们看到的现象: 夜半中星的变化。 。,地球的公转,由于太阳的周年动轨道就是黄道,黄道上有十二个星座,北半球的人们在半夜观测正南方黄道天区,如在春分(3月21日)看到的是室女座,在黄道上则可推知,太阳位于双鱼座中。 眼见为实,耳听为虚? 现象?本质? 用什么证明?,一、地球公转
4、的证明 恒星的周年视差 恒星的光行差 多普勒效应 二、地球公转规律 三、地球公转后果,Experiment: whats parallax?,(一)周年视差,周年视差 (annual parallax) 以地球轨道半长径作为基线测量恒星的距离。 周年视差是恒星相对于地球轨道半长径所张的夹角。,How are annual parallaxes measured?,通过测量天体在天球上(相对于遥远的背景星)相隔半年位置的变化而测得。,一、地球公转及其证明 (一) 恒星周年视差 恒星年视差 地球轨道位置对恒星视位置的影响; 当日地连线垂直星地连线时,视差位移达最大值(每年二次),为该恒星年视差大小
5、;,1,1,2,2,3,3,4,4,2、地球公转的证明,1、恒星周年视差概念 由于观测者的移动,所造成的目标物在其背景上的移动,叫做视差位移。如果地球确实在绕太阳公转,恒星就应该有视差位移。在同一瞬间,从地球上和从太阳上所见到的恒星的方向之差,叫做恒星的视差位移。 下图, 当地球在轨道上走到E时,恒星M,太阳S和地球E组成了一个以地球为直角顶点的直角三角形。这时从地球上和从太阳上所见到的恒星的方向之差,达到一年中视差位移的最大值,叫做恒星的周年视差。,当地球轨道半径垂直于星地连线时,同一恒星的视察位移达极大,被称为该恒星的年视差。,图3-16 恒星年视差的大小,East China Norma
6、l University,M,周年视差,在直角三角形MSE中: sin=a/r; 由于角很小,可用角度(弧度)代表正弦,得:=a/r, 因为1弧度等于206265,将的单位由弧度化为秒得:=206265a/r , r=206265a/ 以206265a作为一种长度单位,叫做秒差距(PC),则:r=1/(PC)。 由上式可知,只要测得了恒星的周年视差,便可立即算出恒星的距离。,秒差距 (parsec) 恒星的距离通常以秒差距 (parsec, 简写为pc) 或光年 (light year) 作为单位。 令a = 1 AU 为平均日地距离(1天文单位),d为恒星的距离,则 1 秒差距是周年视差为1
7、的天体的距离。 1 秒差距 (pc) = 3.0861018厘米 (cm) = 3.26光年 (ly) = 206265天文单位 (AU),椭圆的偏心率因黄纬而不同:在黄极是正圆,在黄道是一直线,其余都是椭圆。不论偏心率大小如何,圆的半径,椭圆的半长轴和直线的一半,都是恒星年视差。,图3-15 恒星年视差椭圆,恒星周年视差位移,2、恒星周年视差位移特征: 恒星周年视差位移的轨迹曲线因黄纬的不同而异: 在黄极是是一个圆,其半径为该恒星的周年视差; 在黄道上为一弧段,其一半为该恒星的周年视差; 在其它地方均为椭圆,其半长轴为恒星的周年视差,椭圆的扁率随黄纬的增大而减小。,恒星愈远,其年视差愈小(比
8、邻星年视差为0.76 ) ; 恒星年视差的角秒值,与恒星距离的秒差距互为倒数:D,1秒差距,1,0.5,0.33,3、周年视差的意义:,恒星愈远,其年视差愈小。若年视差以角秒为单位,距离以秒差距为单位,则二者互为倒数。,图3-17 恒星年视差与恒星距离,(二)光行差 1、概念 2、特征 3、周年视差与光行差,a,b,M,例:,N,N是a方向的向点,观察者,光行差 光行差指由于地球运动引起的星光方向细微的变化。 下雨的时候,如果在雨中站立,很自然手中的雨伞要直立握在手中。当人们走动时,大家都自觉的把手中的伞倾向走动的方向,而且走动愈快,伞愈要向前倾。在雨天乘坐公共汽车或火车的时候,你同样会发现雨
9、水在车辆在玻璃上的痕迹是倾斜的,从车辆前进方向的上端斜向玻璃的下端。 同样的道理,由于天文观测者是在地球上,他随地球一起作运动,这时他所看到的星光方向,就与假设地球不动时所看到的方向不一样,而是倾向于天文观测者或者说是地球运动的方向。 在精细的天文观测计算中,需要考虑这种光行差引起的星星视位置的影响。,光行差的发现者布拉得雷,East China Normal University,(二) 光行差 光行差是地球轨道速度对于光速的影响。地球向某一恒星接近,在相互关系上,也可以看作该恒星向地球接近,在地球上的观测者看来,来自恒星的光线,既以每秒300 000千米的速率投向地球,同时,又以每秒30千
10、米的速率作平行于轨道面的运动。这样,地球上所看到的星光的视方向,实际上是这两种运动的合成方向,因而不同于星光的真方向。视方向与真方向之间存在着一定的偏离,这就是恒星的光行差位移,雨中奔跑的行人,跑得愈快,雨伞愈应向前方倾斜。与此类似的,地球的轨道速度: = 30 km/s 星光光速: V = 300 000 km/s 则: tan = 30/300 000 = 0.0001 = 20.47 这个角度为光行差常数。,East China Normal University,图3-18 光行差与雨行差示意图,1、光行差 概念: 在同一瞬间,从静止的地球上和运动的地球上所见到的恒星的方向之差,叫做光
11、行差。 如下图,地球E上的观测者在静止时,看到恒星A位于天球上的S点。由于地球的公转,E以速度v奔身天球上的B点(向点)。恒星A的光线在沿AE,以速度C运动的同时,相对E有速度-v的运动。按照运动合成的原理,星光沿AE方向运动,使观测者见到的是同AE平行的光线SE,因而观测者实际见到的恒星A位于天球上的S。方向差SES=,就是光行差。,向点,2、光行差特征:,用公式表示:sin=vsinu/c 若v=29.8千米/秒,c=300000千米/秒, 则 =20.5 sinu 光行差的轨迹曲线因恒星黄纬不同而不同,在黄极上,它为一半径等于20.5(光行差常数)的正圆;在黄道上,它为一振幅等于2x20
12、.5的弧段;在天球的其它部位,曲线均为半长轴等于20.5的椭圆,黄纬值越小,椭圆的扁率越大。,East China Normal University,图3-19 光行差椭圆,地球公转以一年为周期,恒星视位置绕转其真位置也以一年为周期,恒星视位置的绕转路线,被叫做光行差轨道,其形状则因恒星的黄纬而不同。在南北黄极,光行差轨道是半径为20“ 的椭圆 (与地球轨道形状相同)。在黄道上,变成长度为20“ 2的一段直线。在其他黄纬,光行差轨道都是半长轴为20的椭圆:愈近黄极,椭圆扁率愈小;愈近黄道,椭圆扁率愈大。,East China Normal University,3、年视差和光行差比较 黄纬愈
13、高,年视差椭圆的偏心率愈小; 恒星年视差沿轨道半径方向偏离其平均位置; 恒星光行差则沿轨道切线方向偏离其真位置。,图3-20 年视差(左)和光行差(右)的比较 恒星年视差位置的偏离方向,二者有90之差。,East China Normal University,(三)多普勒效应 地球轨道速度对星光频率的影响。,第七节 地球的公转 一、地球公转及其证明 二、地球公转的规律性 三、地球公转的后果,East China Normal University,二、地球公转的规律性 (一)、 地球轨道 轨道形状:椭圆 轨道半长轴(a):149 600 000km; 轨道半短轴(b):149 580 000
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