Закони Кеплера

Обробляючи спостереження Марса, що виконувалися протягом 16 років Тихо Браге, німецький математик Йоганн Кеплер намагався встановити справжню форму орбіти планети, щоб уникнути розбіжності між теоретично передвичесленням і спостережуваними її положеннями. На підбір кривої, яка описувала б орбіту планети з максимальною точністю, у нього пішло майже 10 років. В результаті багаторічної роботи Кеплера з’явилися три основні закони руху планет, які носять його ім’я.

1-й закон Кеплера
Орбіта кожної планети є еліпс, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце (рис. 5.4).

Форму еліпса, ступінь його відмінності від кола характеризує ексцентриситет e = c / a, де с – відстань від центру еліпса до його фокусу; а – велика піввісь. Якщо e = 0, то еліпс перетворюється в коло. Найближчу до Сонця точку орбіти (A ‘) називають перигелієм, а найбільш віддалену (A) – афелием.

Враховуючи закон всесвітнього тяжіння, перший закон Кеплера можна сформулювати інакше: під дією сили тяжіння одне небесне тіло може рухатися по відношенню до іншого по колу, еліпсу, параболі і гіперболи.


1 Star2 Stars3 Stars4 Stars5 Stars (2 votes, average: 4.00 out of 5)

Закони Кеплера