Физика. - Законы Кеплера
Четверг, 08.12.2016, 01:07
Приветствую Вас Гость | RSS
Меню сайта
Наш опрос
Оцените мой сайт
Всего ответов: 1239
Зако́ны Ке́плера — семейство физических законов, открытых Иоганном Кеплером, описывающих движение планет вокруг Солнца.

Первый закон Кеплера (Закон эллипсов)







Первый закон Кеплера.


Каждая планета Солнечной системы обращается по эллипсy, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Форма эллипса и степень его сходства с окружностью характеризуется отношением e=\frac{c}{a}, где c — расстояние от центра эллипса до его фокуса (половина межфокусного расстояния), a — большая полуось. Величина e называется эксцентриситетом эллипса. При c = 0 и e = 0 эллипс превращается в окружность.

Второй закон Кеплера (Закон площадей)







Второй закон Кеплера.


Каждая планета движется в плоскости, проходящей через центр
Солнца, причём за равные времена радиус-вектор, соединяющий Солнце и
планету, заметает сектора равной площади.

Применительно к нашей Солнечной системе, с этим законом связаны два понятия: перигелий — ближайшая к Солнцу точка орбиты, и афелий
— наиболее удалённая точка орбиты. Таким образом, из второго закона
Кепплера следует, что планета движется вокруг Солнца неравномерно, имея
в перигелии бо́льшую линейную скорость, чем в афелии.

Каждый год в начале января Земля, проходя через перигелий, движется быстрее, поэтому видимое перемещение Солнца по эклиптике
к востоку также происходит быстрее, чем в среднем за год. В начале июля
Земля, проходя афелий, движется медленнее, поэтому и перемещение Солнца
по эклиптике замедляется. Закон площадей указывает, что сила,
управляющая орбитальным движением планет, направлена к Солнцу.

Третий закон Кеплера (Гармонический закон)

Квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся, как кубы больших полуосей орбит планет.

\frac{T_1^2}{T_2^2} = \frac{a_1^3}{a_2^3}, где T1 и T2 — периоды обращения двух планет вокруг Солнца, а a1 и a2 — длины больших полуосей их орбит.

Ньютон установил, что гравитационное притяжение
планеты определенной массы зависит только от расстояния до неё, а не от
других свойств, таких, как состав или температура. Он показал также,
что третий закон Кеплера не совсем точен — в действительности в него
входит и масса планеты: \frac{T_1^2(M+m_1)}{T_2^2(M+m_2)} = \frac{a_1^3}{a_2^3}, где M – масса Солнца, а m1 и m2 – массы планет.

Поскольку движение и масса оказались связаны, эту комбинацию
гармонического закона Кеплера и закона тяготения Ньютона используют для
определения массы планет и спутников, если известны их орбиты и
орбитальные периоды.

Современный уточненный третий закон Кеплера, учитывая
эксцентриситеты орбит, дает самую большую точность расчетов по небесной
механике и астрофизике: \frac{T_1^2(M+m_1)}{T_2^2(M+m_2)}=\frac{a_1^3(M+2m_1)(1+\sqrt{1-e_1^2})^2}{a_2^3(M+2m_2)(1+\sqrt{1-e_2^2})^2} , где e1,e2 - эксцентриситеты орбит.

Форма входа
Календарь новостей
«  Декабрь 2016  »
ПнВтСрЧтПтСбВс
   1234
567891011
12131415161718
19202122232425
262728293031
Поиск
Друзья сайта
Graffiti Decorations(R) Studio (TM) Site Promoter
Статистика

Онлайн всего: 1
Гостей: 1
Пользователей: 0

Часть информации взята из Википедии-свободной энциклопедии.
Copyright MyCorp © 2016 Хостинг от uCoz