Презентація "Закони Кеплера"

Закони Кеплера

На початку XVII ст. Кеплер, вивчаючи рух Марса навколо Сонця, встановив три закони руху планет. Йоганн Кеплер (1571-1630).

Перший закон Кеплера. Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусів якого міститься Сонце. Сонце. ААфелій. Центр ОППеригелій са. F1 F2 Планета

Еліпсом називається плоска замкнута крива, властивість якої полягає в тому, що сума відстаней від кожної її точки до двох точок, які називаються фокусами, залишається сталою. Ступінь витягнутості еліпса характеризується його ексцентриситетом е.

Ексцентриситет дорівнює відношенню відстані фокуса від центра (0 F1 = 0 F2) до довжини великої півосі а. Коли фокуси й центр збігаються (е = O F1 /OA), еліпс перетворюється в коло.

Для Землі Ексцентриситет дорівнює 0.017 Літом 3–4 липня найдальше від Сонця. Взимку3–4 січня найближчє до Сонця

Другий закон Кеплера (закон площ): Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі. Швидкість планети під час її руху по орбіті тим більша, чим ближче вона До Сонця. У перигелії швидкість планети найбільша, в афелії найменша

3–4 липня найдальше від Сонця3–4 січня найближча до Сонця. Літо Зима. При наближенні до Сонця швидкість планети зростає, а при віддаленні — зменшується. Тому літо в Північній півкулі триває трохи більше, ніж зима, а у Південній півкулі, навпаки, зима трохи довша за літо. Швидкість руху   Землі взимку більша, а влітку — менша. Vmax= 30,38 км/с. Vmin= 29,36 км/с

Третій закон Кеплера: квадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих півосей їхніх орбіт

Третій закон Кеплера використовується також і в космонавтиці, якщо треба визначити період обертання навколо Землі супутників, космічних кораблів або обчислити час польоту міжпланетних станцій на інші планети Сонячної системи.

Ісаак Ньютон довів, що фізичною основою законів Кеплера є фундаментальний закон всесвітнього тяжіння. Цей закон зумовлює рух планет не тільки у Сонячній системі, а й визначає взаємодію зір у Галактиці.

Найважливішою характеристикою небесного тіла є його маса, яку можна обчислити шляхом вимірювання сили тяжіння на його поверхні (гравіметричний спосіб). Закон всесвітнього тяжіння дозволяє обчислити масу Землі та інших небесних тіл. Маса Землі

В астрофізиці одиницею для вираження й порівняння мас зір та інших астрономічних об’єктів (зокрема, галактик) є маса Сонця. Маса Сонця: M☉ = (1,98847 ± ± 0,00007)•1030 кг Маса Сонця більше маси Землі майже в 332 946 разів. Близько 99,86% маси Сонячної системи припадає на Сонце. Загальна маса усіх планет становить 0,0013 M☉, більша частина сумарної маси планет належить Юпітеру (його маса у 1047,56 разів менша за сонячну).

Маса більшості окремих зір у Всесвіті складає від 0,08 до 50 M☉Маса чорних дір і цілих галактик може сягати мільйонів і мільярдів мас нашого світила.