الفلك

المسافة التاريخية للكواكب إلى الأرض

المسافة التاريخية للكواكب إلى الأرض

أشعر بالفضول لمعرفة ما إذا كانت هناك أداة متاحة بسهولة ، أو ببساطة طريقة موثوقة لمعرفة مسافة الكواكب في النظام الشمسي في تاريخ معين.

على سبيل المثال ، إذا كنت أحاول تحديد إلى أي مدى:

  1. الشمس
  2. الزئبق
  3. كوكب الزهرة
  4. المريخ

كانوا من الأرض في 3 مايو 1954 ... كيف أفعل ذلك؟


بايثون

أرى أنك نشط تمامًا في Stack Overflow ولكن ليس لديك أي مشاركات تم وضع علامة عليهاالثعبانحتى الآن ، ربما حان الوقت لتجربته!

  1. يركضنقطة تثبيت سكاي فيلد
  2. اقرأ الوثائق البسيطة: https://rhodesmill.org/skyfield/
  3. احسب مواضع x و y و z في إحداثيات النظام الشمسي بخط واحد من Python ؛ على سبيل المثال x ، y ، z = venus.at (الوقت) .position.km ، أو
  4. استعمالتوبوسلتحديد موقع العرض على الأرض و.altaz ()طريقة للحصول على موقع كل في السماء.

ناسا JPL Horizions

هذا هو نفس المصدر الأساسي للمعلومات الذي تستخدمه Skyfield.

  1. انتقل إلى موقع Horizons الإلكتروني على: https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi

  2. اتبع التعليمات التي كتبتها في هذه الإجابة.

  3. يمكنك أيضًا قراءة الوثائق هناك لتحديد الإحداثيات الطبوغرافية والحصول على مواقع في السماء ، ويمكنك القيام بذلك مشاهدة من الكواكب والأجسام الأخرى كذلك!

استمتع!


تم تحديد المسافات النسبية للأرض والشمس والقمر بواسطة Aristarchus. انظر ملخصي هنا. من خلال قياس حجم الأرض (كما فعل إراتوستينس على سبيل المثال) يمكن تحويل هذه المسافات إلى مسافات مطلقة.

بمجرد إدخال مركزية الشمس ، يمكن تحديد مسافات الكواكب على النحو التالي:

المسافة من كوكب الزهرة (أو عطارد) إلى الشمس: قم بقياس الزاوية VES باستمرار عندما تكون الزاوية EVS صحيحة ، ونعرف ES حتى نتمكن من إيجاد VS. (نظرًا لأن الزهرة وعطارد يتحركان أسرع بكثير من الأرض ، يمكن اعتبار الأرض ثابتة لأغراض هذا العرض التوضيحي.)

المسافة من كوكب خارجي P إلى الشمس. لاحظ عندما يكون P في معارضة ، أي عندما يكون SEP خطًا مستقيمًا. ثم انتظر حتى تتحرك الأرض والكوكب حتى تصبح الزاوية SE'P 'زاوية قائمة. نظرًا لأننا نعرف الأوقات المدارية لـ E و P ، فنحن نعرف الزوايا ESE 'و PSP' (بافتراض أن المدارات تدور حول الشمس). تتبع الزاوية P'SE ، ونحن نعرف بالفعل الزاوية SE'P 'والطول ES حتى نتمكن من حساب SP'.

هل يمكن لأي شخص أن يخبرني بالتقنية المستخدمة في ذلك الوقت لقياس هذه النسب؟ يجب أن يكون هذا قد تم قبل عام 1650.

أفترض أنك اخترت 1650 بسبب نيوتن. لم يكن نيوتن بحاجة إلى معرفة المسافات لتطوير قانون الجاذبية الخاص به. تعمل النسب بشكل جيد في الواقع ، إذا كنت تقرأ نسب نيوتن مبادئ ستلاحظ أنه عمل بنسب المسافات بدلاً من المسافات. تم قياس الوحدة الفلكية للتو في زمن نيوتن ، وكانت دقتها منخفضة نوعًا ما. كانت نسب المسافة التي تدور حولها الكواكب الأخرى حول الشمس إلى المسافة التي تدور حولها الأرض حول الشمس معروفة بشكل أفضل.

تايكو براهي
قام Tycho Brahe بعمل عدد كبير جدًا من ملاحظات المريخ على مدار عدة سنوات. أحد الأسباب التي دفعت براهي إلى النظر إلى المريخ لأنه اعتقد أن المريخ سيوفر اختبارًا جيدًا للنموذج البطلمي القديم مقابل النموذج الكوبرنيكي الجديد. يتنبأ النموذجان بمسافات مختلفة جدًا بين الأرض والمريخ عند المعارضة. من خلال مراقبة الموضع الظاهر للمريخ عند المعارضة تمامًا كما ارتفع وبعد حوالي 12 ساعة تمامًا كما تم ضبطه ، اعتقد براهي أنه سيكون هناك ما يكفي من الفصل الزاوي لاستخدام المنظر لحساب المسافة بين الأرض والمريخ من حيث المسافة بين الأرض والشمس.

حصلت مشكلتان في طريق براهي. أحدهما كان الانكسار في الغلاف الجوي. يعمل الغلاف الجوي مثل العدسة إلى حد ما ، مما يؤدي إلى انحناء مسار ضوء الأجسام بالقرب من الأفق. بعد تصحيح ذلك (ولكن باستخدام قيمة خاطئة للمسافة بين الأرض والشمس) ، وجد براهي اختلافًا سلبيًا. يبدو أن المريخ كان أبعد من اللانهاية! كانت المشكلة الأخرى تلك القيمة الخاطئة للمسافة بين الأرض والشمس. كانت القيمة التي استخدمها Brahe أساسًا واحدة اشتقها بطليموس ، وهي متوقفة عن نحو عشرين مرة. لا يمكن لنهج براهي أن ينجح مع قياساته السابقة على التلسكوب. كانت أخطاء القياس ستغرق في اختلاف المنظر الملحوظ ، حتى مع وجود قيمة صحيحة لانكسار الغلاف الجوي.

يوهانس كبلر
كلف تايكو براهي مساعده الشاب اللامع يوهانس كيبلر بمهمة تحديد سلوك المريخ. كان المريخ حالة سيئة السمعة. المريخ ، إلى جانب عطارد ، لم يتناسب بشكل جيد مع أي من النماذج الموجودة (نظام بطليموس ، كوبرنيكان ، أو نظام براهي المركب). ربما كانت هذه المهمة السيئة عرضية. وهو ما أدى إلى صياغة كبلر لقوانينه الثلاثة لحركة الكواكب.

استخدم كبلر أيضًا اختلاف المنظر لتقدير المسافة بين الشمس والمريخ ، بالنسبة إلى المسافة بين الشمس والأرض. بحث كبلر عن مجموعات من ملاحظات المريخ مفصولة بفواصل زمنية قدرها 687 يومًا في مجموعة ملاحظات براهي الضخمة. هذه هي فترة مدار المريخ الفلكي. إذا كان نموذج كوبرنيكوس صحيحًا بشكل أساسي ، فسيكون المريخ في نفس الموضع فيما يتعلق بالشمس في كل من هذه الملاحظات. ومع ذلك ، لم يكن ليكون في نفس الموضع الذي لوحظ من الأرض بسبب مدار الأرض حول الشمس. بعد الكثير من العمل على مدار الأرض حول الشمس ، سمحت ملاحظات المريخ هذه لكبلر بالتثليث في هذا الموضع الفريد للمريخ.

استخدم كبلر عددًا من الحيل الهندسية الأخرى ليقود إلى قوانينه الخاصة بحركة الكواكب. كان تحديد وقت اقتراب المريخ من الشمس والأبعد عنها أمرًا أساسيًا في تطوير قانون المنطقة المتساوية (قانون كبلر الثاني). كان هذا بدوره مفتاحًا في تحديد شكل المدار (قانون كبلر الأول). طور كبلر أول قانونين له في أوائل القرن السابع عشر ونشرهما عام 1609 في علم الفلك نوفا (علم الفلك الجديد). يجب أن ينتظر قانون كبلر الثالث عقدًا آخر. لم يكن لديه بعد الأدوات الرياضية اللازمة لتطوير هذا القانون الثالث. زود تطوير اللوغاريتمات كبلر بالأداة اللازمة لتطوير ذلك القانون النهائي. نشر كبلر قانونه الثالث عام 1619 في Harmonices Mundi (تناغم العالم).

إسحاق نيوتن
أراد كبلر إضافة الفيزياء إلى نموذجه الفلكي للنظام الشمسي. (كان علم الفلك والفيزياء موضوعين متميزين للغاية في زمن كبلر). وكان إسحاق نيوتن هو الذي حقق هذا الهدف أخيرًا من خلال مبادئ. إذا قرأت ملف مبادئ، لن تجد قوانين نيوتن للحركة أو قانون الجاذبية الخاص به في أي شيء قريب من الأشكال الجبرية المستخدمة حاليًا للتعبير عن تلك الأفكار. جاء ذلك بعد نيوتن. لقد تجنب نيوتن عمدًا الجبر (وحتى حسابه الخاص) في كتابه مبادئ. بدلاً من ذلك ، استخدم الهندسة التركيبية ، حيث تلعب النسب دورًا مهيمنًا.

الوحدة الفلكية
كان استخدام النسب بدلاً من المقاييس المطلقة ضروريًا لعلم الفلك لفترة طويلة. عمل كبلر ، نيوتن ، إلى جانب العديد من الذين تبعوا ، من حيث الوحدات الفلكية. هذا مقياس نسبة وليس مقياس مطلق. يصعب قياس المسافات المطلقة في الفضاء. تعمل ديناميكيات النظام الشمسي بشكل جيد باستخدام مقياس النسبة هذا دون معرفة طول الوحدة الفلكية.

تم إجراء أول قياس "دقيق" للوحدة الفلكية في عام 1672 بناءً على قياس اختلاف المنظر للمريخ قام به ريتشر وكاسيني. باستخدام هذا القياس ، تم إنشاء الاتحاد الأفريقي لرقم واحد مهم. ستؤدي عمليات عبور كوكب الزهرة لاحقًا إلى قيم أفضل ، ولكنها أفضل قليلاً فقط. لم يكن لدى العلماء قدرة جيدة (متعددة الأرقام المهمة) على المسافات الفلكية حتى الستينيات. لقد أسفرت القدرة على اختبار ping بين كوكب الزهرة والمريخ باستخدام الرادار في النهاية عن قياسات دقيقة للغاية للمسافات في النظام الشمسي.


تشكيل الأرض و # 39

وُلدت الأرض منذ حوالي 4.6 مليار سنة في شكل سحابة بين النجوم من الغاز والغبار ، تكتلت لتشكل الشمس وبقية النظام الشمسي. هذه هي عملية ميلاد جميع النجوم في الكون. تشكلت الشمس في المركز ، وتراكمت الكواكب من بقية المواد. بمرور الوقت ، هاجر كل كوكب إلى موقعه الحالي يدور حول الشمس. كانت الأقمار والحلقات والمذنبات والكويكبات أيضًا جزءًا من تكوين النظام الشمسي وتطوره. كانت الأرض المبكرة ، مثل معظم العوالم الأخرى ، كرة منصهرة في البداية. تم تبريده وتشكلت محيطاته في النهاية من الماء الموجود في الكواكب الصغيرة التي شكلت الكوكب الرضيع. من الممكن أيضًا أن تكون المذنبات قد لعبت دورًا في إمداد الأرض بالمياه.

نشأت الحياة الأولى على الأرض منذ حوالي 3.8 مليار سنة ، على الأرجح في برك المد والجزر أو في قاع البحر. كان يتألف من كائنات وحيدة الخلية. بمرور الوقت ، تطورت لتصبح نباتات وحيوانات أكثر تعقيدًا. يستضيف الكوكب اليوم ملايين الأنواع من أشكال الحياة المختلفة ويتم اكتشاف المزيد بينما يستكشف العلماء أعماق المحيطات والجليد القطبي.

تطورت الأرض نفسها أيضًا. بدأت ككرة من الصخور المنصهرة ثم تبردت في النهاية. بمرور الوقت ، شكلت قشرتها لوحات. تركب القارات والمحيطات تلك الصفائح ، وحركة الصفائح هي التي تعيد ترتيب السمات السطحية الأكبر على الكوكب. المحتويات المعروفة لأفريقيا والقارة القطبية الجنوبية وآسيا وأوروبا وأمريكا الشمالية والجنوبية وأمريكا الوسطى وأستراليا ليست هي المحتويات الوحيدة التي تمتلكها الأرض. القارات السابقة مخبأة تحت الماء ، مثل زيلانديا في جنوب المحيط الهادئ.


النهضة

نيكولاس كوبرنيكوس (1473-1543)

كوبرنيكوس درس الكلاسيكيات والرياضيات في كراكوف في موطنه بولندا ، والقانون الكنسي في بولونيا وفيرارا والطب في بادوفا بإيطاليا. تم تعزيز اهتمامه الشديد بعلم الفلك في إيطاليا وتطور مرة أخرى في بولندا حيث كان شريعة في الكاتدرائية في Frauenberg (الآن فرومبيك) حيث قضى معظم حياته.

لوحظ أن اقتران كوكب المشتري وزحل في عام 1504 يختلف بمقدار 10 أيام عن تنبؤات الجداول بناءً على عمل بطليموس. هذا ، جنبًا إلى جنب مع اشمئزاز كوبرنيكوس من الإيكوانت ، دفعه إلى تطوير نموذج محسّن. تأثر بعمل Regiomontanus (وبالتالي أيضًا Aristarchus) والأفلاطونية الحديثة (التي كانت تنظر إلى الشمس على أنها الربوبية ومصدر كل المعرفة) فقد أنتج نموذجه الخاص. لقد امتنع عن النشر بسبب طبيعته المحافظة وخوفه من السخرية ، لكن ريتيكوس أقنعه في النهاية. يُزعم أنه تلقى النسخة الأولى من عمله De Revolutionibus Orbium (عن ثورة الأجواء السماوية) على فراش موته عام 1543.

في نموذج كوبرنيكوس ، تدور الأرض الكروية يوميًا حول محورها بينما تدور كل من الكواكب الأخرى حول الشمس. تزداد فترة مدارات الكواكب مع زيادة المسافة من الشمس. لم تكن الشمس بالضبط في مركز مدارات الكواكب ، وبالتالي بالمعنى الدقيق للكلمة ، فإن النموذج هو هيليوستاتيك عوضا عن مركزية الشمس.

كانت هناك عدة مزايا لنموذج كوبرنيكوس على نموذج بطليموس:

  1. يمكن أن يتنبأ بمواضع الكواكب في حدود 2 درجة ، نفس موقع بطليموس.
  2. تم تفسير الحركة العكسية للكواكب بالحركة النسبية بينها وبين الأرض.
  3. يمكن تحديد المسافات بين الكواكب والشمس بدقة بوحدات المسافة بين الأرض والشمس (أي الوحدات الفلكية).
  4. يمكن تحديد الفترات المدارية بدقة.
  5. وأوضح الفرق بين الكواكب السفلية (عطارد والزهرة) التي كانت تُلاحظ دائمًا بالقرب من الشمس والكواكب المتفوقة (المريخ والمشتري وزحل).
  6. لقد حافظت على مفهوم الحركة الدائرية المنتظمة دون الحاجة إلى الإكواتيون.
  7. لقد حافظت على مفهوم أرسطو عن المجالات الحقيقية داخل بعضها البعض.
  8. على عكس نموذج بطليموس ، لم يتطلب الأمر تغيير حجم القمر.

واجه نموذج كوبرنيكوس أيضًا العديد من المشكلات التي ساهمت في فشله في استبدال نموذج بطليموس على الفور:

  1. لا يمكن الكشف عن اختلاف المنظر النجمي السنوي. أوضح كوبرنيكوس أن هذا يرجع إلى حقيقة أن النجوم كانت على بعد مسافة شاسعة ، وبالتالي فإن أي اختلاف في المنظر سيكون صغيرًا جدًا ويصعب اكتشافه.
  2. تطلبت الأرض متحركة ، وهذا من شأنه أن يتعارض مع الفيزياء الأرسطية ولم يقدم كوبرنيكوس أي قوانين جديدة للحركة لتحل محل أرسطو.
  3. من خلال إزالة الأرض من مكانها الطبيعي ، كان ذلك غير مقبول من الناحية الفلسفية واللاهوتية لكثير من العلماء.
  4. لم يكن أكثر دقة من بطليموس في توقع مواقع الكواكب.
  5. كان الأمر في الواقع أكثر تعقيدًا من نموذج بطليموس. في جهوده لتجنب الإكوانت مع الاحتفاظ بحركة دائرية موحدة ، كان عليه تقديم المزيد من الأجهزة لتناسب ملاحظاته.

تايكو براهي (1546-1601)

تايكو براهيمن أصول دنماركية نبيلة ، ربما كان أعظم مراقِب فلكي في عصر ما قبل التلسكوب. كشفت الملاحظات المبكرة في الستينيات عن عدم الدقة في الجداول الموجودة ودفعته إلى إجراء ملاحظات وسجلات منتظمة وطويلة الأجل. هذه المهمة ستشغل بقية حياته. بتمويل سخي من ملك الدنمارك ، أنشأ مرصدًا مخصصًا ، أورانيبورغ، في جزيرة هفن (الآن فين). قام ببناء أدوات كبيرة مثل الأرباع من الخشب والنحاس التي تم تحسينها في التصميمات السابقة. كانت القياسات التي أجراها أكثر دقة بما يصل إلى عشر مرات من أي قياسات سابقة وكانت في حدود ما يمكن الحصول عليه بالعين المجردة. بلغ استثمار الملك الدنماركي 5٪ من إجمالي دخله ، وهو رقم قياسي للاستثمار في البحث العلمي. في النهاية اختلف براهي مع المحكمة الدنماركية وانتقل إلى براغ في سنواته الأخيرة.

في نوفمبر 1572 ظهر نجم جديد في كوكبة ذات الكرسي. أظهرت ملاحظات براهي أنه كان بلا حراك بالنسبة للنجوم القريبة مما يوحي له بأنه نجم وليس مذنبًا بلا ذيل. بعد خمس سنوات ، لاحظ مذنبًا لامعًا ولم يلاحظ أي اختلاف في المنظر ووضعه على بعد ست مرات على الأقل من الأرض من القمر. كل من هذه الملاحظات تحدت الأرثوذكسية الأرسطية. كان من المفترض أن تكون النجوم ثابتة ومثالية بينما كان من المفترض أن تكون المذنبات محصورة في المجال شبه القمري ، أي بين الأرض والقمر. كشفت المزيد من الملاحظات أن المذنب سينتقل عبر المجالات البلورية الصلبة لكون أرسطو.

للتوفيق بين ملاحظاته وفلسفته ، طور براهي نموذجه الخاص ، حيث قام بدمج بعض جوانب كوبرنيكوس ولكنه رفض فكرة الأرض المتحركة. على الرغم من أن نموذجه الهجين حظي بفترة وجيزة من الشعبية ، إلا أنه سرعان ما تم استبداله بعمل مساعده يوهانس كيبلر.

كان إرث براهي الدائم هو ملاحظاته الدقيقة وطويلة المدى لحركات الكواكب ، وخاصة تلك الخاصة بالمريخ. تم استخدام هذه البيانات بعد وفاته من قبل كيبلر ، الذي عمل كمساعد له خلال براهي العام الماضي.

يوهانس كيبلر (1571-1630)

اشتهر بأعماله الرئيسية في علم الفلك ، يوهانس كبلر قدمت مساهمات قيمة في مجالات أخرى. قام في أعماله في مجال البصريات بفحص انكسار الضوء ، وشرح عمل العين بشكل صحيح لأول مرة وقدم أساسًا نظريًا للتلسكوبات مع الوسائل المقترحة لتحسينها. ساهم تفسيره للوغاريتمات النابيرية الجديدة كثيرًا في تشجيع قبولها على نطاق واسع. نظرًا لتحدي حساب أحجام براميل النبيذ ، انتهى به الأمر إلى تطوير نهج لحساب التفاضل والتكامل متناهى الصغر قبل أفكار ليبنيز ونيوتن. درس كبلر على يد عالم الفلك الشهير مايكل مايستلين، أحد المؤيدين الأوائل لعمل كوبرنيكوس.

في أول عمل فلكي له ، Mysterium cosmographicum (اللغز الكوني) في عام 1596 ، أيد كبلر إيمانه بالنظام الكوبرنيكي. اكتشف أيضًا علاقة هندسية لمدارات الكواكب حول الشمس. وجد بين مجال مدار كل كوكب أنه يمكنه وضع واحد من المواد الصلبة الخمسة العادية ، على سبيل المثال مكعب بين المشتري وزحل ، بحيث يتم فصل الكواكب الستة بخمس مواد صلبة منتظمة. يعكس هذا النظام تأثير التقاليد الأفلاطونية-الفيثاغورية على كبلر في مطابقة الترتيب في الطبيعة مع انتظام الرياضيات. كان من الأهمية بمكان على المدى الطويل اقتراحه أن الشمس تؤثر بطريقة ما على مدارات الكواكب ، ربما عن طريق المغناطيسية.

حاول كبلر ملاءمة بيانات براهي مع النموذج الكوبرنيكي ، لكنه توصل باستمرار إلى أخطاء لا تقل عن ثماني ثوانٍ من القوس ، وهي أخطاء صغيرة ولكنها ليست مهمة. أُجبر أخيرًا على التخلي عن مفهوم المسارات المدارية الدائرية الموحدة ، لكن الأمر استغرق عدة سنوات من الحسابات المضنية والمنهجية قبل أن يصل إلى نموذج بديل يناسب 20 عامًا من بيانات براهي على المريخ. تم نشر النتائج في عام 1609 في عمله Astronomica nova (علم الفلك الجديد). في ذلك شرح ما يعرف الآن باسم أول قانونين له لحركة الكواكب.

صاغ كبلر في الواقع قانون المساحات المتساوية أولاً ثم قاده إلى قانون القطع الناقص. لم يتم نشر قانونه الثالث حتى عام 1618 في هارمونيس موندي (وئام العالم). نتج هذا عن محاولاته لإيجاد علاقة بين مسافة كوكب من الشمس والفترة المدارية له.

قانون كبلر الثالث: قانون الفترات أو القانون التوافقي *.
مربع فترة الكوكب ، تي، يتناسب طرديا مع مكعب متوسط ​​المسافة من الشمس ، ص.

رياضيا يمكن التعبير عن هذا على النحو التالي:

إذا تي يقاس في سنوات الأرض و ص في الوحدات الفلكية (AU) ثم للأرض ، تي = 1 و ص = 1 لذا:

(* لاحظ أن هذه المعادلة ليست مطلوبة بشكل صريح لـ 8.5 المحرك الكوني وحدة في الدورة التمهيدية نيو ساوث ويلز. ومع ذلك ، فهو مطلوب صراحة في الوحدة 9.2 مساحة في دورة HSC.)

دلالة قانون كبلر الثالث هو أن الكواكب البعيدة عن الشمس تستغرق وقتًا أطول لتدور حول الشمس. دعونا نرى كيف يمكن استخدام ذلك لتحديد متوسط ​​المسافة بين المريخ والشمس إذا كانت الفترة المدارية له هي 1.88 سنة أرضية.

كانت قوانين كبلر لحركة الكواكب تجريبية ، ويمكنها التنبؤ بما سيحدث ولكن لا يمكن تفسيره لماذا تصرفت الكواكب بهذه الطريقة. كانت جداول رودولفين الخاصة به عن حركة الكواكب التي نُشرت عام 1627 أكثر دقة من الجداول السابقة. لقد اقترب من الكشف عن مفهوم الجاذبية وتوافق مع جاليليو وكان على دراية باكتشافاته التلسكوبية.


علماء الفلك الكلاسيكيون

الأيونيون (القرن السادس - الرابع قبل الميلاد)

يعود الفضل إلى الإغريق ، وتحديداً مدرسة الفلاسفة الأيونية ، في الانتقال إلى وجهة نظر طبيعية وآلية للكون. يستند إلى Miletus في آسيا الصغرى وأسسه طاليس، لا يتم تذكر الأيونيين كثيرًا بالنماذج المحددة للكون التي اقترحوها ، ولكن بدلاً من ذلك طرحوا أسئلة يمكنهم بعد ذلك محاولة الإجابة عليها من خلال العقل والملاحظة وتطبيق الهندسة. أناكسيماندر صقل أفكار تاليس واقترح نموذجًا يحتوي على أرض أسطوانية في مركز الكون ، محاطة بالهواء ثم قذيفة كروية واحدة أو أكثر بها ثقوب. ظهرت هذه كنجوم بسبب حافة النار التي تقع وراء الكرة الصلبة.

كان نموذج أناكسيماندر للكون ثوريًا لسببين رئيسيين. أولاً ، قدمت وجهة نظر آلية ، متجاوزة التفسير الأسطوري الخارق للكون. كما اقترح مفهوم المجالات المحيطة بالأرض. كان لهذا تأثير عميق على علم الفلك وعلم الكونيات للألفي سنة القادمة.أناكسيمين صقل نموذج Anaximander من خلال اقتراح أن النجوم مثبتة على كرة بلورية صلبة وشفافة تدور حول الأرض.

ساهم الأيونيون في وقت لاحق بالمزيد من الأفكار والاكتشافات. أناكسوجوراس (ج .450 قبل الميلاد) أدرك أن القمر يضيء بضوء الشمس المنعكس ، وأن الجبال كانت مأهولة وأن الشمس لم تكن إلهًا ولكنها حجر ناري كبير أكبر بكثير من اليونان وعلى مسافة كبيرة من الأرض. إمبيدوكليس اقترح أن الضوء سافر بسرعة ولكن ليس بسرعة لانهائية. ديموقريطس اقترح ليس فقط في النموذج الذري للمادة ولكن أيضًا اقترح أن درب التبانة يتكون من آلاف النجوم التي لم يتم حلها.

الفيثاغوريون

فيثاغورس (ج .580 - 500 قبل الميلاد) يُنسب إليه افتراض الأرض الكروية وإدراك ذلك الفوسفورونجم الصباح و هسبيروس، نجم المساء كان في الواقع نفس الجسم ، كوكب الزهرة. كان هو وأتباعه يؤمنون بمفهوم الكون، عالم جيد الترتيب ومتناغم. لقد وضعوا أهمية كبيرة على قوة وجماليات الهندسة والرياضيات بدلاً من التجارب. تم تبجيل المواد الصلبة الهندسية العادية ، وخاصة الكرة ، وسعت إلى إيجاد تناغمات ونسب في العالم الطبيعي.

هيراكليدس، طالب أفلاطون وأرسطو ولكن تأثر بشدة بأفكار فيثاغورس صقل نموذجًا سابقًا بواسطة فيلولاس لتطوير واحدة تحتوي على أرض كروية تدور حول محورها. كما كان لها عطارد والزهرة يدوران حول الشمس بينما تدور الشمس والكواكب الأخرى حول الأرض. تم تثبيت النجوم مرة أخرى على كرة بلورية دوارة. تسمى النماذج التي كانت الأرض في مركز الكون مركزية الأرض أو تتمحور حول الأرض.

ومن المثير للاهتمام ، في حين أن معظم النماذج الكلاسيكية كانت اختلافات في نماذج مركزية الأرض ، أحد نماذج فيثاغورس ، Aristarchus of Samos (ج .310 - 230 قبل الميلاد) اقترح نموذجًا وضع الشمس في المركز ، أي أ مركزية الشمس كون. سيكون نموذجه مألوفًا لنا اليوم كوصف معقول للنظام الشمسي. تدور جميع الكواكب ، بما في ذلك الأرض ، حول شمس ثابتة في مدارات دائرية. تدور الأرض حول محورها مرة واحدة يوميًا والقمر يدور حول الأرض.

هناك عدة أسباب لعدم حصول نموذج أريستارخوس على قبول واسع وفقده فعليًا لمدة 18 قرناً حتى أعاد كوبرنيكوس تطويره. أولاً ، فُقدت كتاباته الأصلية في تدمير مكتبة الإسكندرية الكبرى عام 415 م. وثانيًا ، فإن مفهومه للأرض المتحركة يتحدى الفطرة السليمة. لا نشعر بأن الأرض تدور أو تتحرك في الفضاء. تناقضت فكرته مع وجهة النظر السائدة للحركة كما يتبناها أرسطو. كان الاعتراض الرئيسي الأخير على نموذجه هو فشل المراقبين في اكتشاف أي اختلاف في اختلاف النجوم. وفقًا لنموذج Aristarchus ، يجب أن تُظهر النجوم الأقرب تحولًا دوريًا في موضعها ذهابًا وإيابًا مقابل النجوم البعيدة على مدار عام حيث كانت الأرض تدور حول الشمس. في الواقع ، لم يتم اكتشاف هذا حتى عام 1838 بعد ملاحظات تلسكوبية دقيقة. كان أريستارخوس قد قلل من تقدير المسافة بين الأرض والشمس ، وبالتالي فإن حجم المنظر المحتمل كان مبالغًا فيه.

أفلاطون (428 - 348 قبل الميلاد)

أثيني وتلميذ من سقراط ، أفلاطون كان له تأثير عميق على الفلسفة وقد كتب على نطاق واسع في العديد من المجالات المختلفة. بدلاً من أن يتم تذكره بنموذج معين للكون ، كانت وجهات نظره حول طبيعته ، مطروحة في حواره تيماوس، كان لذلك تأثير قوي على الأجيال اللاحقة. كان الكون بالنسبة لأفلاطون مثاليًا ولا يتغير. كانت النجوم أبدية وإلهية ، مطمورة في كرة خارجية. كانت جميع الحركات السماوية دائرية أو كروية لأن الكرة كانت الشكل المثالي. كان تأثيره هذا هو أن مفهوم المسارات الدائرية لم يتم الطعن فيه حتى اكتشف كبلر ، بعد سنوات عديدة من الحسابات المضنية ، المدارات الإهليلجية للكواكب بعد ما يقرب من 2000 عام.

اعتقد أفلاطون أن العالم المرئي كان مجرد تمثيل قاتم للعالم الحقيقي. لذلك لم يكن مهتمًا بالملاحظات المباشرة أو كيفية ارتباطها بأفكاره ولكن يمكن تصميم نماذج هندسية وحسابية لتناسب الملاحظات وحفظ المظاهر.

أرسطو (384 - 322 قبل الميلاد)

أرسطو كان للعمل تأثير عميق على الفكر الغربي ، وفي النهاية تم امتصاصه وتشكيله لدعم اللاهوت والعقيدة المسيحية. ربما كان منزعجًا من هذا. تلميذ أفلاطون ، درس بدوره الإسكندر الأكبر. بينما كان يعتقد أنه فيلسوف نظري ، أجرى أيضًا تجارب في عدة مجالات. تمت كتابة أعماله في علم الفلك وفيزياء الحركة في السماء و الفيزياء.

يحب إمبيدوكليس قبله رأى أرسطو أن كل مادة على الأرض تتكون من مجموعات من أربعة عناصر فقط هي الأرض والهواء والنار والماء بخصائص باردة ورطبة وساخنة وجافة. كانت النجوم مكونة من عنصر خامس منفصل ، جوهر وكانت غير قابلة للفساد وأبدية. كانت الحركة في السماء طبيعية ودائرية وغير قسرية بحيث تدور الكواكب والشمس حول أرض كروية ثابتة وغير متحركة في مدارات دائرية. ومع ذلك ، كانت المادة على الأرض قابلة للفساد والتحلل. كانت الحركة خطية مع الأشياء التي تتطلب قوة تؤثر عليها للبقاء في الحركة. لم يتم الإطاحة بمفهوم الحركة القسرية هذا إلا في النصف الثاني من القرن السابع عشر حتى نيوتن.

كان نموذج أرسطو للكون تطورًا لنموذج يودوكسوس الذين درسوا أيضًا تحت قيادة أفلاطون. كان يحتوي على سلسلة من 53 كرة متحدة المركز ، بلورية ، وشفافة تدور على محاور مختلفة. تمركز كل كرة على أرض ثابتة لذلك كان النموذج مركزًا للأرض و متجانسة. تم تثبيت النجوم على الكرة الخارجية. حدد القمر الحد الفاصل بين السماوات الثابتة غير المتغيرة والأرض القابلة للفساد. وفقًا لعلم الكونيات الأرسطي ، يمكن أن توجد ظواهر متغيرة مثل المذنبات فقط داخل المجال الفرعي القمري ، أي بين الأرض والقمر.

بطليموس (120 - 180 م)

آخر علماء الفلك الكلاسيكيين ، كلوديوس بطليموس عاش في الإسكندرية. ساهم في الرياضيات والبصريات والجغرافيا والموسيقى ، لكن تذكره بشكل أساسي لعمله الضخم في علم الفلك ، والمعروف باسم المجسطى. وفيه شرح بالتفصيل نموذجًا للكون أثر بعمق على الفكر الغربي والعربي على مدى 1500 عام القادمة.

اعتمد بطليموس بشكل كبير على الأدوات التي اخترعها والملاحظات التي قام بها علماء الفلك الأوائل. أبولونيوس (262 - 190 قبل الميلاد) قد طور مفاهيم غريب الأطوار و ال فلك التدوير لشرح حركات الكواكب (انظر الشكل 1.5 أدناه). هيبارخوس (161-126 قبل الميلاد) نظمت سجلات بابلية سابقة مع ملاحظاته الخاصة لتطوير كتالوج من 850 نجمة. لقد رسمها على كرة سماوية وقدم مفهوم مقارنة السطوع على مقياس الحجم الذي يشكل أساس ذلك الذي لا يزال مستخدمًا حتى اليوم. قام بطليموس بتجميع كل هذا العمل ودمج ملاحظاته الدقيقة الخاصة به لإنتاج نموذج كان سيصبح مقبولًا كنموذج قياسي حتى القرن السابع عشر.

كان للنموذج البطلمي أرض كروية غير متحركة في المنطقة الوسطى من الكون طبيعي مكان. ملاحظة مخالفة للمفهوم الخاطئ الشائع ، لم يكن ذلك بدقة مركزية الأرض كنموذج يستخدم غريب الأطوار بدلاً من ذلك جيوستاتي. 10000 قطر الأرض من المركز ، تم تثبيت النجوم على كرة سماوية تدور مرة واحدة كل 24 ساعة. تم تفسير حركات الشمس والكواكب الخمسة من خلال مجموعات من التدوير ، والمؤجل والغريب الأطوار. في المجموع ، كانت هناك حاجة إلى حوالي سبعين دائرة ومجال.

رغبة بطليموس ، المستوحاة من أفلاطون ، في أن يكون نموذجه مناسبًا للملاحظات وحفظ المظاهر ، قادته إلى تقديم جهاز خفي ، إيكوانت، في نموذجه. كان لكل جرم سماوي إيكوانت خاص به ، وهي النقطة التي بدت حولها حركات أربع أفلاك منتظمة. لم يتطابق الإيكوانت مع مركز محترم للكوكب. في حين أن مفهوم الإيكوانت خالف المبدأ القائل بأن حركة الكرات حول مراكزها تكون موحدة ، إلا أنها كانت فعالة في حساب التغيرات التي لوحظت في الحركة التراجعية لبعض الكواكب.

بالنسبة إلينا ، يبدو نموذج بطليموس شديد التعقيد ومن الواضح أنه خاطئ ، ومع ذلك فقد نجا باعتباره النموذج القياسي الذي استخدمه العلماء لمدة 1500 عام. لماذا كان هذا؟ هناك عدة أسباب:

  1. لقد نجحت ، أي يمكنها التنبؤ بموقع الكوكب في حدود 2 درجة.
  2. أنها تمثل حركات الكواكب المرصودة ، والحركة العكسية والاختلافات في السطوع.
  3. على عكس نموذج أريستارخوس ، لم يتنبأ بالاختلاف النجمي غير المرصود.
  4. لقد وضعت الأرض في مكانها الطبيعي في مركز الأشياء ، مُرضيةً الفلسفة الأرسطية.
  5. إنها تتطابق مع الفطرة السليمة. لا نشعر أن الأرض تتحرك وأن نموذج بطليموس كان يحتوي على أرض ثابتة.

لم يتم تحديها بجدية حتى منتصف القرن الخامس عشر الميلادي من قبل عمل كوبرنيكوس.


المسافة التاريخية للكواكب إلى الأرض - علم الفلك

في الواقع ، لم يكن هناك سوى سبعة أجرام سماوية `` متجولة '' مرئية للشعوب القديمة: الشمس والقمر والكواكب الخمسة - عطارد والزهرة والمريخ والمشتري وزحل. اعتقد القدماء أن النجوم كانت مثبتة في `` كرة سماوية '' تشكل الحدود الخارجية للكون. ومع ذلك ، فقد تم التعرف على أن الأجسام الطائشة كانت موجودة في هذا المجال: على سبيل المثال. ، لأن القمر يمر بوضوح أمام النجوم في طريقه ويمنع الضوء عنها. كما تم الاعتراف بأن بعض الأجسام كانت أقرب إلى الأرض من غيرها. على سبيل المثال ، لاحظ علماء الفلك القدماء أن القمر يمر أحيانًا أمام الشمس وكل من الكواكب. علاوة على ذلك ، يمكن في بعض الأحيان رؤية عطارد والزهرة أمام الشمس.

تم تحديد أول نموذج علمي للنظام الشمسي من قبل الفيلسوف اليوناني Eudoxas من Cnidus (409-356BC). وفقًا لهذا النموذج ، يقوم كل من الشمس والقمر والكواكب بتنفيذ مدارات دائرية منتظمة حول الأرض - وهي ثابتة وغير تدور. ترتيب المدارات كالتالي: القمر ، عطارد ، الزهرة ، الشمس ، المريخ ، المشتري ، زحل - مع أقرب القمر إلى الأرض. لأسباب واضحة ، أصبح نموذج Eudoxas معروفًا باسم نموذج مركزية الأرض للنظام الشمسي. لاحظ أن المدارات دائرية في هذا النموذج لأسباب فلسفية. اعتقد القدماء أن السماوات هي عالم الكمال. نظرًا لأن الدائرة هي الشكل الأكثر `` مثاليًا '' الذي يمكن تخيله ، فهذا يعني أن الأجسام السماوية يجب أن تنفذ مدارات دائرية.

اقترح الفيلسوف اليوناني الثاني ، Aristarchus of Samos (310-230BC) ، نموذجًا بديلاً تقوم فيه الأرض والكواكب بتنفيذ مدارات دائرية منتظمة حول الشمس - وهي ثابتة. علاوة على ذلك ، يدور القمر حول الأرض ، والأرض تدور يوميًا حول محور شمال - جنوب. ترتيب مدارات الكواكب هو كما يلي: عطارد ، الزهرة ، الأرض ، المريخ ، المشتري ، زحل - مع عطارد الأقرب إلى الشمس. أصبح هذا النموذج معروفًا باسم نموذج مركزية الشمس للنظام الشمسي.

  1. إذا كانت الأرض تدور حول محورها ، وتدور حول الشمس ، فيجب أن تكون الأرض في حالة حركة. ومع ذلك ، لا يمكننا أن `` نشعر '' بهذه الحركة. كما أن هذه الحركة لا تؤدي إلى أي نتائج رصدية واضحة. ومن ثم ، يجب أن تكون الأرض ثابتة.
  2. إذا كانت الأرض تدير مدارًا دائريًا حول الشمس ، فيجب أن تكون مواقع النجوم مختلفة قليلاً عندما تكون الأرض على جانبي الشمس. يُعرف هذا التأثير باسم اختلاف المنظر. نظرًا لعدم وجود اختلاف في المنظر النجمي (على الأقل بالعين المجردة) ، يجب أن تكون الأرض ثابتة. من أجل تقدير قوة هذه الحجة ، من المهم أن ندرك أن علماء الفلك القدماء لم يفترضوا أن النجوم هي أبعد بكثير عن الأرض من الكواكب. كان من المفترض أن الكرة السماوية تقع خلف مدار زحل.
  3. يعد نموذج مركزية الأرض أكثر جاذبية من الناحية الفلسفية من نموذج مركزية الشمس ، حيث تحتل الأرض في النموذج السابق موقعًا متميزًا في الكون.

تم تحويل نموذج مركزية الأرض لأول مرة إلى نظرية علمية مناسبة ، قادرة على التنبؤ الدقيق ، من قبل الفيلسوف السكندري كلوديوس بطليموس (85-165 م). ظلت النظرية التي اقترحها بطليموس في كتابه الشهير ، المعروف الآن باسم المجسطي ، الصورة العلمية المهيمنة للنظام الشمسي لأكثر من ألف عام. Basically, Ptolemy acquired and extended the extensive set of planetary observations of his predecessor Hipparchus, and then constructed a geocentric model capable of accounting for them. However, in order to fit the observations, Ptolemy was forced to make some significant modifications to the original model of Eudoxas. Let us discuss these modifications.

First, we need to introduce some terminology. As shown in Fig. 100, deferants are large circles centred on the Earth, and epicyles are small circles whose centres move around the circumferences of the deferants. In the Ptolemaic system, instead of traveling around deferants, the planets move around the circumference of epicycles, which, in turn, move around the circumference of deferants. Ptolemy found, however, that this modification was insufficient to completely account for all of his data. Ptolemy's second modification to Eudoxas' model was to displace the Earth slightly from the common centre of the deferants. Moreover, Ptolemy assumed that the Sun, Moon, and planets rotate uniformly about an imaginary point, called the equant , which is displaced an equal distance in the opposite direction to the Earth from the centre of the deferants. In other words, Ptolemy assumed that the line , in Fig. 100, rotates uniformly, rather than the line .

Figure 101 shows more details of the Ptolemaic model. 2 Note that this diagram is not drawn to scale, and the displacement of the Earth from the centre of the deferants has been omitted for the sake of clarity. It can be seen that the Moon and the Sun do not possess epicyles. Moreover, the motions of the inferior planets ( i.e. , Mercury and Venus) are closely linked to the motion of the Sun. In fact, the centres of the inferior planet epicycles move on an imaginary line connecting the Earth and the Sun. Furthermore, the radius vectors connecting the superior planets ( i.e. , Mars, Jupiter, and Saturn) to the centres of their epicycles are always parallel to the geometric line connecting the Earth and the Sun. Note that, in addition to the motion indicated in the diagram, all of the heavenly bodies (including the stars) rotate clockwise (assuming that we are looking down on the Earth's North pole in Fig. 101) with a period of 1 day. Finally, there are epicycles within the epicycles shown in the diagram. In fact, some planets need as many as 28 epicycles to account for all the details of their motion. These subsidiary epicycles are not shown in the diagram, for the sake of clarity.

As is quite apparent, the Ptolemaic model of the Solar System is extremely complicated . However, it successfully accounted for the relatively crude naked eye observations made by the ancient Greeks. The Sun-linked epicyles of the inferior planets are needed to explain why these objects always remain close to the Sun in the sky. The epicycles of the superior planets are needed to account for their occasional bouts of retrograde motion : i.e. , motion in the opposite direction to their apparent direction of rotation around the Earth. Finally, the displacement of the Earth from the centre of the deferants, as well as the introduction of the equant as the centre of uniform rotation, is needed to explain why the planets speed up slightly when they are close to the Earth (and, hence, appear brighter in the night sky), and slow down when they are further away.

Ptolemy's model of the Solar System was rescued from the wreck of ancient European civilization by the Roman Catholic Church, which, unfortunately, converted it into a minor article of faith, on the basis of a few references in the Bible which seemed to imply that the Earth is stationary and the Sun is moving ( e.g. , Joshua 10:12-13, Habakkuk 3:11). Consequently, this model was not subject to proper scientific criticism for over a millennium. Having said this, few medieval or renaissance philosophers were entirely satisfied with Ptolemy's model. Their dissatisfaction focused, not on the many epicycles (which to the modern eye seem rather absurd), but on the displacement of the Earth from the centre of the deferants, and the introduction of the equant as the centre of uniform rotation. Recall, that the only reason planetary orbits are constructed from circles in Ptolemy's model is to preserve the assumed ideal symmetry of the heavens. Unfortunately, this symmetry is severely compromised when the Earth is displaced from the apparent centre of the Universe. This problem so perplexed the Polish priest-astronomer Nicolaus Copernicus (1473-1543) that he eventually decided to reject the geocentric model, and revive the heliocentric model of Aristarchus. After many years of mathematical calculations, Copernicus published a book entitled De revolutionibus orbium coelestium (On the revolutions of the celestial spheres) in 1543 which outlined his new heliocentric theory.

Copernicus' model is illustrated in Fig. 102. Again, this diagram is not to scale. The planets execute uniform circular orbits about the Sun, and the Moon orbits about the Earth. Finally, the Earth revolves about its axis daily. Note that there is no displacement of the Sun from the centres of the planetary orbits, and there is no equant. Moreover, in this model, the inferior planets remain close to the Sun in the sky without any special synchronization of their orbits. Furthermore, the occasional retrograde motion of the superior planets has a more natural explanation than in Ptolemy's model. Since the Earth orbits more rapidly than the superior planets, it occasionally ``overtakes'' them, and they appear to move backward in the night sky, in much the same manner that slow moving cars on a freeway appears to move backward to a driver overtaking them. Copernicus accounted for the lack of stellar parallax, due to the Earth's motion, by postulating that the stars were a lot further away than had previously been supposed, rendering any parallax undetectably small. Unfortunately, Copernicus insisted on retaining uniform circular motion in his model (after all, he was trying to construct a more symmetric model than that of Ptolemy). Consequently, Copernicus also had to resort to epicycles to fit the data. In fact, Copernicus' model ended up with more epicycles than Ptolemy's!

  1. The planets move in elliptical orbits with the Sun at one focus.
  2. A line from the Sun to any given planet sweeps out equal areas in equal time intervals.
  3. The square of a planet's period is proportional to the cube of the planet's mean distance from the Sun.

Figure 103 illustrates Kepler's second law. Here, the ellipse represents a planetary orbit, and represents the Sun, which is located at one of the focii of the ellipse. Suppose that the planet moves from point to point in the same time it takes to move from point to point . According the Kepler's second law, the areas of the elliptic segments and are equal. Note that this law basically mandates that planets speed up when they move closer to the Sun.

Table 5 illustrates Kepler's third law. The mean distance, , and orbital period, , as well as the ratio , are listed for each of the first six planets in the Solar System. It can be seen that the ratio is indeed constant from planet to planet.

Table 5: Kepler's third law. Here, is the mean distance from the Sun, measured in Astronomical Units (1 AU is the mean Earth-Sun distance), and is the orbital period, measured in years.
كوكب
الزئبق 0.387 0.241 0.998
كوكب الزهرة 0.723 0.615 0.999
أرض 1.000 1.000 1.000
المريخ 1.524 1.881 1.000
كوكب المشتري 5.203 11.862 1.001
زحل 9.516 29.458 0.993

Since we have now definitely adopted a heliocentric model of the Solar System, let us discuss the ancient Greek objections to such a model, listed earlier. We have already dealt with the second objection (the absence of stellar parallax) by stating that the stars are a lot further away from the Earth than the ancient Greeks supposed. The third objection (that it is philosophically more attractive to have the Earth at the centre of the Universe) is not a valid scientific criticism. What about the first objection? If the Earth is rotating about its axis, and also orbiting the Sun, why do we not ``feel'' this motion? At first sight, this objection appears to have some force. After all, the rotation velocity of the Earth's surface is about . Moreover, the Earth's orbital velocity is approximately . Surely, we would notice if we were moving this rapidly? Of course, this reasoning is faulty because we know, from Newton's laws of motion, that we only ``feel'' the acceleration associated with motion, not the motion itself. It turns out that the acceleration at the Earth's surface due to its axial rotation is only about . Moreover, the Earth's acceleration due to its orbital motion is only . Nowadays, we can detect such small accelerations, but the ancient Greeks certainly could not.

Kepler correctly formulated the three laws of planetary motion in 1619. Almost seventy years later, in 1687, Isaac Newton published his Principia , in which he presented, for the first time, a universal theory of motion. Newton then went on to illustrate his theory by using it to deriving Kepler's laws from first principles. Let us now discuss Newton's monumental achievement in more detail.


The Planetary Alignment of 5 May 2000

On May 5, 2000 the planets Mercury, Venus, Earth, Mars, Jupiter, and Saturn will be more or less positioned in a line with the Sun. Additionally, the Moon will be almost lined up between the Earth and Sun. Although this has led to many dire predictions of global catastrophes such as melting ice caps, floods, hurricanes, earthquakes, etc. there is absolutely no scientific basis for these claims. The distance to the planets is too great for their gravity, magnetic fields, radiation, etc. to have any discernible effect on Earth. In fact, we won't even be able to see this alignment, as all the planets will be on the opposite side of the Sun from the Earth.

While each planet has a minute and virtually undetectable gravitational pull on the Earth, with the planets on the opposite side of the Sun the force from each body will actually be at its absolute minimum during the alignment. And there is nothing "magic" about the planets being in a line, the effects do not somehow multiply simply due to a geometric arrangement. For example, the combined gravitational effect of all the planets together is much less than the effect of the Sun or the Moon on the Earth. Depending on how strictly you want to define "alignment", the inner six planets are aligned every fifty to a hundred years or so. While unusual, such alignments have happened in the past without any consequences. The planets are simply too far away to have an effect on anything here on Earth - except our imaginations.


Historical Distance of Planets to Earth - Astronomy



&emspAbove, a diagram showing the relative position of the Earth and Mars at various oppositions from 1995 to 2020 (with lines between the planets in black for oppositions from 1995 to 2007 and in red for later ones). The distance (in Mmi, or millions of miles) between the Earth and Mars at closest approach is also shown. In general, the closer Mars is to perihelion at opposition the closer it is to the Earth, and the closer it is to aphelion at opposition the further it is from the Earth. But although opposition and closest approach are close together at perihelion (as in 2003) and aphelion (as in 2012), if Mars is moving away from the Sun (meaning it is between perihelion and aphelion), closest approach is several days earlier than opposition. Similarly, if Mars is moving toward the Sun (meaning it is between aphelion and perihelion), closest approach is several days later than opposition. As a result the distance at closest approach can be somewhat different than might be expected based only on Mars' position at opposition.
&emspNote that (1) the date of opposition corresponds to the Earth's position in its orbit (we are at the point marked by the direction to the Vernal Equinox on the first day of autumn, in late September), so the dates are steadily later in the year as you move eastward (counterclockwise) around the orbits (2) each opposition is further along the orbits of the Earth and Mars, because it takes just over two years for the Earth to lap Mars and (3) when Mars is near perihelion and moving faster, it takes longer for the Earth to "catch up" with it and successive oppositions are further apart than usual, whereas when Mars is near aphelion and moving slower it takes less time for the Earth to catch up with Mars, and successive oppositions aren't as far apart as usual.

&emspThe diagram above, although a good representation of our relative position and distance from Mars at various oppositions, only shows less than two full series of oppositions (all the way around the orbit). The table below lists all oppositions from 1995 to 2037, covering just over two series of oppositions, and shows that we were relatively close to Mars in 2001 and 2005, exceptionally close in 2003, and will be relatively close to Mars in 2020 and 2033, and within a million miles or so of the 2003 distance in 2018 and 2035.
&emspNote the following characteristics of the table (and the confirmation it gives of the statements made in the discussion of the diagram, above):
(1) Two dates are shown -- the date of opposition, when the Earth passes between Mars and the Sun, and the date of closest approach, which is a few days earlier than opposition when Mars is moving away from the Sun (and the Earth), and a few days later than opposition when Mars is moving toward the Sun (and the Earth).
(2) If the date of opposition is very close to perihelion, so that the date of closest approach is almost the same as the opposition date as it was in 2003, we pass closer to Mars than if the date is further from perihelion, as it will be in 2018 and 2035.
(3) When we are lapping Mars near its perihelion, it takes longer to lap it than usual (almost 2 years and 2 months), because it is moving faster in that part of its orbit and when we are lapping Mars near its aphelion, it takes less time to lap it than usual (just over 2 years and 1 month), because it is moving slower in that part of its orbit.

Changes in the eccentricity of Mars over a two-million-year period.

&emspOver long periods of time the eccentricity of Mars' orbit varies as a result of perturbations by other planets (primarily Jupiter), from as little as 0% to as much as 12%. (Jean Meeus retrieved from Internet Archive Wayback Machine)

&emspAt those times when its orbital eccentricity is small, Mars' distance from the Sun hardly changes and as a result its opposition distance from us is relatively constant but at those times when its eccentricity is large, Mars is substantially closer to the Sun at perihelion and substantially further away at aphelion, and therefore unusually close to us at perihelion oppositions and unusually far from us at aphelion oppositions.
&emspAs it happens, Mars had a substantially higher orbital eccentricity about 90,000 years ago, and for most of the next 60,000 years its eccentricity was gradually decreasing while for the last 30,000 years and the next 20,000 years its eccentricity has been and will be gradually increasing. This means that over long periods of time, the distance between the Earth and Mars at perihelion oppositions is gradually getting smaller and smaller, and 20,000 years from now that distance will be a few million miles smaller than it can ever be in the current era. It also means that for the last 30,000 years, while the eccentricity of Mars' orbit gradually increased, the perihelion opposition distance has been gradually getting smaller. This doesn't mean that every perihelion opposition is going to involve smaller distances as shown in the table above, the next few perihelion oppositions will be a little further than the most recent one, simply because they aren't quite as close to the exact date of perihelion. Still, the closest oppositions are gradually getting very slightly closer. In recent years there were close approaches on Aug. 18, 1845 and Aug. 23, 1924, which were only thirty thousand miles further than the 2003 opposition and in coming years there will be still closer oppositions, starting with the approach of August 28, 2287 but since that's a long ways away, the 2003 opposition is at least slightly remarkable, no matter how you look at it.

To be added in the next iteration of this page: A diagram showing the oppositions of the Earth and Mars from 2020 to the mid 2040's or 50's, and an extension of the table of oppositions and closest approaches to comparable dates. Also, a link to a new page about Hohmann Transfer Orbits (or Least-Energy Orbits), showing how much easier it is to reach Mars at perihelion than at aphelion (though that depends only on the dates of perihelia, not on oppositions, which determine how close the Earth is to Mars when lapping it, but do ليس affect the dates required for launches reaching Mars at perihelion).


Historical Distance of Planets to Earth - Astronomy

One Museum, Two Locations

Visit us in Washington, DC and Chantilly, VA to explore hundreds of the world’s most significant objects in aviation and space history.

Boeing Milestones of Flight Hall

Learn how aviation and spaceflight transformed the world.

Lunar Module LM-2

The lunar module represents one of humanity’s greatest achievements: landing people on another heavenly body.

STEM in 30

Don’t miss our fast-paced webcasts designed to engage students in Science, Technology, Engineering, and Math in 30 minutes.

Live Chats

Experts answer your questions about aerospace.

Our scientists are involved in current research focused on the Martian climate and geology. Find out what we’re discovering.

Wall of Honor

Recognize your favorite air or space enthusiast. Add their name to the Museum’s Wall of Honor.

Exploring the Planets is closed as part of the Museum’s renovation. Learn more about the project to transform the National Air and Space Museum.

The history and achievements of planetary explorations, both Earth-based and by spacecraft.

A single large spacecraft hangs in the center of this gallery: a full-scale replica of a Voyager, two of which blazed a trail of discovery through the outer solar system. Like other robotic spacefarers, the Voyagers served as extensions of our senses. The data and dazzling images of planets and moons they sent back to Earth revealed each of them to be a world as real and unique as our own.

Exploring the Planets takes you on a tour of this remarkable realm, as seen and sensed by the Voyagers and other robotic explorers. Initial sections present some historical highlights and show the various means we use to study other worlds. Sections devoted to each planet form the core of the gallery.


Our Solar System Inner Planets Distance from the Sun كوكب Diameter (in miles) Temperature (kelvin) Number of Moon (in million miles) Mercury 36 3,031 100-700K ا كوكب الزهرة 67.2 7,521 726K ا أرض 93 7,926 260-310K 1 المريخ 141.6 4,222 150-310K 2 Question: How does the Sun's gravitational attraction to Venus compare to its gravitational attraction to Earth? Claim: Which of the following is a correct CLAIM? The gravitational attraction of the Sun to Venus and Earth are the same. The gravitational attraction of the Sun to Venus is more than the Sun's gravitational attraction to Earth. The gravitational attraction of the Sun to Venus is less than Sun's the gravitational attraction to Earth. There is no gravitational attraction of the Sun on either Venus nor Earth.

african americans demonstrated their newly found freedom by relocating often in search of relatives whom they had been separated from during slavery. others established schools to educate freed people and they built institutions such as churches and political organizations to advocate for their rights.

a police officer and a ambulance

distance, luminosity, brightness, radius, chemical composition, and temperature


شاهد الفيديو: Planete u (شهر نوفمبر 2021).