Три закона кеплера простыми словами

Три закона кеплера простыми словами

три закона кеплера простыми словами

В распоряжение Кеплера попал огромный, отлично систематизированный и крайне точный, по меркам того времени, архив Браге с данными о наблюдениях за планетами. Обработка и поиск закономерностей в таком объеме информации – сложная задача даже для современных компьютеров. Но уже в 1609 году первые два закона Кеплера, полученные путем интуитивного анализа и проведенных вручную вычислений, были опубликованы в книге «Новая астрономия». Вероятно, во избежание лишних конфликтов с церковью, новые законы применялись исключительно для описания движения Марса.

Он жил в эпоху, когда ещё не было уверенности в существовании некоторой общей закономерности для всех явлений природы.


Важноimportant
Астроном покинул Данию и остановился в Праге.

Вскоре Ураниборг и все связанные с ним постройки были полностью разрушены (в наше время они частично восстановлены).

В это напряжённое время Браге пришёл к выводу, что ему нужен молодой талантливый помощник-математик для обработки накопленных за 20 лет данных. Узнав о гонениях на Иоганна Кеплера, незаурядные математические способности которого он уже успел оценить из их переписки, Тихо пригласил его к себе. Перед учеными стояла задача: вывести из наблюдений новую систему мира, которая должна прийти на смену как птолемеевской, так и коперниковой.


Он поручил Кеплеру ключевую планету: Марс, движение которого решительно не укладывалось не только в схему Птолемея, но и в собственные модели Браге (по его расчётам, орбиты Марса и Солнца пересекались).

В 1601 г.

Три закона кеплера простыми словами

Еще позже, Кеплер выявил законы движения планет вокруг Солнца.

После многолетних наблюдений за планетами появились три закона Кеплера. Рассмотрим их в статье.

Первый

Согласно первому закону Кеплера, все планеты нашей системы движутся по замкнутой кривой, называемой эллипсом. Наше светило располагается в одном из фокусов эллипса.
Всего их два: это две точки внутри кривой, сумма расстояний от которых до любой точки эллипса постоянна. После длительных наблюдений ученый смог выявить, что орбиты всех планет нашей системы располагаются почти в одной плоскости. Некоторые небесные тела двигаются по орбитам-эллипсам, близким к окружности.
И только Плутон с Марсом двигаются по более вытянутым орбитам.

Вниманиеattention
Применительно к нашей Солнечной системе, с этим законом связаны два понятия: перигелий — ближайшая к Солнцу точка орбиты, и афелий — наиболее удаленная точка орбиты. Тогда можно утверждать, что планета движется вокруг Солнца неравномерно: имея линейную скорость в перигелие больше, чем в афелие.

Третий закон Кеплера:

Квадраты времен обращения планеты вокруг Солнца относятся как кубы их средних расстояний от Солнца. Этот закон, равно как и первые два, применим не только к движению планет, но и к движению как их естественных, так и искуственных спутников.

Кеплеровские законы были уточнены и объяснены на основе закона всемирного тяготения Исааком Ньютоном.


Закон же всемирного тяготения гласит: Сила F взаимного притяжения между материальными точками массами m1 и m2, находящиеся на расстоянии r друг от друга, равна: F=Gm1m2/r^2, где G — гравитационная постоянная.

3 закон кеплера простыми словами

Следовательно, используя эти единицы измерения, мы можем упростить формулу, убрав из нее орбитальные параметры нашей планеты:

(T1)2 = (a1)3

Наблюдая за движением Марса, не сложно установить, что период его обращения по орбите равен 687 дням или 1,88 года. Подставив это значение в формулу, мы получим 1,524 астрономических единиц. Вычислить значение радиуса орбиты Марса в абсолютных единицах измерения при жизни Кеплера не представлялось возможным, так как в то время еще не было, с хоть сколько-нибудь приемлемой точностью, установлено расстояние от Земли до Солнца.

Три закона кеплера определение

Они были названы как Три закона Кеплера.

Первый закон Кеплера

Немецкий астроном пытался различными способами сохранить круговую орбиту движения планет, однако это не позволяло исправить расхождение с результатами наблюдений. Потому Кеплер прибегнул к эллиптическим орбитам. У каждой такой орбиты есть два так называемых фокуса. Фокусы – это две заданные точки, такие, что сумма расстояний от этих двух точек до любой точки эллипса является постоянной.

Иоганн Кеплер отметил, что планета движется по эллиптической орбите вокруг Солнца таким образом, что Солнце располагается в одном из двух фокусов эллипса, что и стало первым законом движения планет.

Первый закон Кеплера

Второй закон Кеплера

Проведем радиус-вектор от Солнца, которое располагается в одном из фокусов эллипсоидной орбиты планеты, к самой планете.

Заметим, что длина большой полуоси орбиты планеты равна среднему расстоянию ее от Солнца, так как полусумма расстояний планеты от Солнца в афелии и перигелии равна большой полуоси орбиты планеты; на рисунке 23 DS+AS/2 = OD, где OD — большая полуось. Так как при помощи третьего закона Кеплера все расстояния планет от Солнца можно определить, зная расстояние Земли от Солнца, то длину большой полуоси земной орбиты считают в астрономии единицей расстояний и называют ее астрономической единицей; она равна 149 500 000 км.

1. Марс дальше от Солнца, чем Земля, в 1,5 раза. Чему равен «год» Марса?

2. Период обращения Плутона 250 лет.


Чему равна большая полуось его орбиты?

«Он жил в эпоху, когда ещё не было уверенности в существовании некоторой общей закономерности для всех явлений природы.

.

В этом случае небесное тело движется по эллиптической орбите (планеты Солнечной системы, кометы).

Рисунок 1.24.6.

Диаграмма энергий тела массой m в гравитационном поле, создаваемом сферически симметричным телом массой M и радиусом R

При E = E2 = 0 тело может удалиться на бесконечность. Скорость тела на бесконечности будет равна нулю. Тело движется по параболической траектории.

При E = E3 0 движение происходит по гиперболической траектории. Тело удаляется на бесконечность, имея запас кинетической энергии.

Законы Кеплера применимы не только к движению планет и других небесных тел в Солнечной системе, но и к движению искусственных спутников Земли и космических кораблей.

Инфоinfo
Точка орбиты, наиболее удаленная от Солнца, называется афелием. Отрезок, соединяющий эти две точки называется большой осью орбиты. Если разделить этот отрезок пополам, то получим большую полуось, которую чаще используют в астрономии.

Основные элементы эллипса

Третий закон движения планет Кеплера звучит следующим образом:

Отношение квадрата периода обращения планеты вокруг Солнца к большой полуоси орбиты этой планеты является постоянным, и также равняется отношению квадрата периода обращения другой планеты вокруг Солнца к большой полуоси этой планеты.

Также иногда записывают другое отношение:

Одна из записей третьего закона

Дальнейшее развитие

И хотя законы Кеплера имели относительно невысокую погрешность (не более 1%), все же они были получены эмпирическим способом.


Теоретическое же обоснование отсутствовало.

Ему также удалось найти неточность в третьем законе и доработать его, добавив в формулу массу звезды и массы планет:

Изложенная Кеплером теория верна не только для любой планетной системы во Вселенной, но также может применяться при расчете орбит искусственных и естественных спутников – в этом случае центром тяготения будет считаться планета. На данный момент астрономы открыли почти четыре тысячи экзопланет и, хотя они не доступны для прямого наблюдения, уравнения Кеплера активно применяются для расчета параметров их орбит. Достаточное большое число звезд находятся в двойных системах и изучение таких систем крайне важно для понимания процессов звездообразования.

Тихо Браге и Кеплер начали работу над новыми, уточнёнными астрономическими таблицами, которые в честь императора получили название «Рудольфовых»; они были закончены в 1627 г. и служили астрономам и морякам вплоть до начала XIX века. Но Тихо Браге успел только дать таблицам название. В октябре он неожиданно заболел и умер от неизвестной болезни.

Тщательно изучив данные Тихо Браге, Кеплер открыл законы движения планет.

Первоначально Кеплер планировал стать протестантским священником, но благодаря незаурядным математическим способностям был приглашён в 1594 г. читать лекции по математике в университете города Граца (сейчас это Австрия). В Граце Кеплер провёл 6 лет. Здесь в 1596 г. вышла в свет его первая книга «Тайна мира».

Сопротивление движению тел, находящихся в покое, Кеплер обозначил словом «инерция», а силу притяжения между массивными телами — термином «гравитация».

«Гравитацию я определяю как силу,— писал Кеплер,— подобную магнетизму — взаимному притяжению. Сила притяжения тем больше, чем тела ближе одно к другому…»

Еще до открытий Ньютона Кеплер объяснил причины океанских приливов и отливов тем, что «тела Солнца и Луны притягивают воды океана с помощью некоторых сил, подобных магнетизму».

Разнообразны были таланты Кеплера. И проявлялись они часто в областях, далеких от физики и астрономии.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *